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INTENSA FORMACION ESTELAR EN
NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS, TRAZADA
POR EMISION DE HIDROCARBUROS
AROMATICOS POLICICLICOS Y ANALISIS
DEL TOROIDE COMO REGION EN DONDE
TOMA LUGAR ESTA ACTIVIDAD ESTELAR.
Mario Armando Higuera Garzon
2
Presente edicion: 2011
c©2011, Observatorio Astronomico Nacional
Internet: http://www.observatorio.unal.edu.co/Correos electronicos: [email protected], [email protected]
No se permite la reproduccion total o parcial de esta obra, ni su incorporacion a un sistemainformatico, ni su transmision en cualquier forma o por cualquier medio, sea este electronico,mecanico, por fotocopia, por grabacion u otros metodos, sin el permiso previo y por escritodel autor.
Impreso en ColombiaUniversidad Nacional de Colombia, Bogota
Portada: El sexteto Seyfert. Telescopio espacial Hubble (HST/NASA/ESA).
3
INTENSA FORMACION ESTELAR EN NUCLEOS ACTIVOS DEGALAXIAS, TRAZADA POR EMISION DE HIDROCARBUROS
AROMATICOS POLICICLICOS Y ANALISIS DEL TOROIDECOMO REGION EN DONDE TOMA LUGAR ESTA ACTIVIDAD
ESTELAR.
BURST OF STAR FORMATION IN ACTIVE GALACTIC NUCLEITRACED BY THE POLYCYCLIC AROMATIC HYDROCARBON
EMISSION AND ANALISYS OF THE TORUS REGION AS ALIKELY PLACE OF THIS STELLAR ACTIVITY
por:
Mario Armando Higuera Garzon Msc.
Presentada en el Departamento de FısicaFacultad de Ciencias
Universidad Nacional de Colombiacomo requisitio para obtener el grado de
Doctor en Fısica
Universidad Nacional de Colombia2011
4
Mario Armando Higuera Garzon.
Mario Armando Higuera Garzon. Profesor Asociado en Dedicacion Exclusiva adscrito al Observatorio
Astronomico Nacional, Facultad de Ciencias, Universidad Nacional de Colombia.
5
Comite
Director Juan Manuel Tejeiro S. Msc., Dr. Rer. Nat.Observatorio Astronomico Nacional.
Director Asociado Externo Alberto Rodrıguez Ardila. PHDLaboratorio Nacional de Astrofısica, Itajuba MG, Brasil.
Jurado 1
Jurado 2
Jurado 3
6
7
A Maribel, Mara, Selene y Jesahela mi madre Cecilia Marina, mi padre Hugo Armando y mi hermana
Adriana del Pilar
A todos aquellos que me han acompanadoen este camino hacia el conocimiento
y con quienes comparto la alegrıa del diario deveniren este paso por la vida
La calma tensa de la lucha, solo puede ser oıda por aquel quereflexiona y ve en el teatro de la existencia, las sombras sinuosas de dos
titanes que se disputan el imperio universal del hombre:la Ciencia y la Ignorancia.
Egalin
8
Prefacio
El autor agradece el apoyo de cada uno de los profesores que conforman el personaldocente del Observatorio Astronomico Nacional. En particular debo mencionar a
Mi director, Doctor Juan Manuel Tejeiro Sarmiento, por el apoyo y seguimiento en lasdiferentes etapas de este trabajo.
Mi director asociado externo, PhD Alberto Rodriguez Ardila, por la exigencia que siem-pre mantuvo a lo largo de esta investigacion y por las amenas sesiones de discusion yanalisis de los resultados.
Al colega, Jose Gregorio Portilla B, por la revision del manuscrito y el permanenteintercambio de ideas
Mi especial agradecimiento a la matematica Marleny Rincon Lopez por sus valiososaportes a la discusion de los metodos matematicos y estadısticos usados en esta in-vestigacion y por sus invaluables aportes al estilo del documento; al profesor AntonioUribe Botero, por su sugerencia en el uso de un estudio cluster a los datos de la baseademas de las discusiones y comentarios sobre algunos de los resultados obtenidos; aZyren Karen Cordero K. y John Fabio Aguilar por la depuracion de la base de datos;y finalmente todos los estudiantes de pregrado y Maestria en Astronomıa de la Uni-versidad Nacional de Colombia quienes se interesaron y compartieron puntos de vistaalrededor de este estudio.
A todos, mi agradecimiento mas profundo.
Mario Armando Higuera Garzon.
Observatorio Astronomico Nacional
Bogota, MMI
Indice general
1. ESCENARIOS DE ACTIVIDAD EN GALAXIAS 23
1.1. Nucleos Activos de Galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
1.1.1. Taxonomıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
1.1.2. Modelo unificado de AGNs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.2. Galaxias Starburst e Infrarrojas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
1.3. Indicadores de la Actividad en Galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
1.3.1. Indicadores basados en la emision del continuo . . . . . . . . . . 30
1.3.2. Indicadores basados en lıneas atomicas o moleculares . . . . . . 31
1.4. Diagnosticos de la conexion AGN-Starburst . . . . . . . . . . . . . . . 33
1.5. Formacion estelar: lugar y relacion con la actividad y evolucion del AGN 35
1.6. Motivacion y Preguntas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2. SELECCION DE LA MUESTRA 41
2.1. Regiones en energıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
2.2. Catalogos y fuentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
2.3. Distribucion de la muestra total por corrimiento al rojo . . . . . . . . . 44
2.4. Homogeneidad y completes de la muestra . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
9
10
2.5. Criterio de apertura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3. INDICADORES Y DIAGRAMAS DE DIAGNOSTICO 49
3.1. Las bandas de PAH y su relacion con el infrarrojo, la emision en radioy la emision en rayos X suaves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.2. Relacion entre la luminosidad infrarroja media y lejana . . . . . . . . . 56
3.2.1. Anisotropıa en las observaciones del infrarrojo para las galaxiasSeyfert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.2.2. Isotropıa en las observaciones de las bandas de PAH en 3.3 µmy 7.7 µm en galaxias Seyfert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.2.3. Anisotropıa en las observaciones del infrarrojo para las galaxiasclasificadas como tipo 1 y Seyfert 2 . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.3. La banda de 7.7µm en relacion con el indicador MIR-FIR . . . . . . . 64
3.4. La banda de PAH en 7.7 µm en relacion con las lıneas de baja y altaionizacion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
3.5. Correlacion FIR-Radio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4. LA CONEXION AGN-STARBURST 79
4.1. Escala de tamano de la region de lıneas anchas . . . . . . . . . . . . . . 83
4.2. Tasa de formacion estelar (SFR) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
5. ¿ES POSIBLE VISUALIZAR UN ESCENARIO EVOLUTIVO EN-TRE LAS GALAXIAS STARBURST Y LOS AGNs? 95
5.1. Escenario evolutivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
6. Conclusiones y perspectivas futuras 103
7. Apendice A 119
11
7.1. TEOREMA DEL VIRIAL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
7.2. PRUEBAS ESTADISTICAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
7.2.1. Funcion de densidad de probabilidad . . . . . . . . . . . . . . . 121
7.2.2. Prueba de Kolmogorov-Smirnov . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
7.3. ANALISIS DE AGRUPAMIENTO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
8. Apendice B 133
8.1. CATALOGOS: BASES DE DATOS Y FUENTES BIBLIOGRAFICAS 133
8.1.1. Tabla de sımbolos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
8.1.2. Galaxias Seyfert 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
8.1.3. Galaxias Seyfert 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
8.1.4. Galaxias LIRGs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142
8.1.5. Galaxias tipo Starburst . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
8.1.6. Quasares y QSOs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151
12
Indice de cuadros
1.1. Parametros asociados a la actividad de formacion estelar. 2∗ es un factor
de correccion asociado a la masa retornada por las estrellas y MH2 es la masa
de hidrogeno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
1.2. Propiedades de la emision en infrarrojo de las galaxias del catalogo IRAS. . 29
2.1. Valores de los flujos observados en 28 objetos de la muestra a diferentes corri-
mientos al rojo, extraıdos de las mediciones del continuo en 12 µm tomadas
por Spitzer y por IRAS. En las dos ultimas columnas, segun las imagenes en
el optico y en las bandas del infrarrojo cercano, se presenta una descripcion de
la region emisora dominante, PaG: gran parte de la galaxia, G: toda galaxia,
A: galaxia mas un acompanante y -: sin imagen. . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.1. Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suaves
para las galaxias starburst. En las tres ultimas columnas se presentan los
anchos equivalentes para 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Brandl 2006). . . . . . 50
3.2. Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suaves
para las galaxias Seyfert 1. En las tres ultimas columnas se presentan los
anchos equivalentes para 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Clavel et al. 2000). . . . 51
3.3. Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suaves
para las galaxias Seyfert 2. En las tres ultimas columnas se presentan los
anchos equivalentes para 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Clavel et al. 2000). . . . 51
3.4. Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio,
de las galaxias starburst. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.5. Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio,
en las galaxias Seyfert 1. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
13
14
3.6. Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio,
en las galaxias Seyfert 2. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.7. Matriz de correlaciones para los anchos equivalentes (EW en nm). . . . . . 53
3.8. Conjunto de observaciones para una parte de la muestra de Seyferts, ULIRGs,
starburst y quasares. Los anchos equivalentes estan en nm y los flujos en erg
cm−2s−1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.9. Variables estadısticas para L(6 µm), L(12 µm), L(25 µm), L(60 µm), L(100 µm),
L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.10. Prueba K-S para las luminosidades en 6, 12, 25 y 60 µm y los indicadores
L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.11. Prueba K-S para la luminosidad en las bandas de 3.3 y 7.7 µm de PAH y los
cocientes log[L(3.3 µm)/L(FIR)] y log[L(7.7 µm)/L(FIR)]. . . . . . . . . . 61
3.12. Prueba K-S para la luminosidad en 12 µm, 60 µm, el indicador L(12, 60) y la
emision de PAH, aplicada sobre los objetos clasificados como tipo 1 y Seyfert 2. 63
3.13. Lıneas de baja y alta ionizacion (Melendez et al. 2008) y PAH en 7.7 µm. Las
luminosidades estan en unidades de erg s−1 . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
3.14. Prueba de K-S para la luminosidad en la lınea de [O IV] y para los cocien-
tes log(L [O IV]/L[Ne II]), log[L(PAH(7.7 µm))/L[Ne II]) y log(L[O IV]/L(7.7
µm-PAH)) usando la muestra de galaxias tipo 1 y Seyfert 2 de la base Melendez
et al. (2008) y los datos de 7.7 µm. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
3.15. Estimacion del parametro q, el sımbolo (**) indica lımites superiores. . 73
3.16. Estimacion de valores medios para el parametro q. . . . . . . . . . . . . . 74
4.1. Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar
para las galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2 con base en las observaciones en el
optico, rayos X duros y PAH. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.2. Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar
para las galaxias LIRG y starburst con base en las observaciones en el optico,
rayos X duros y PAH. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
15
4.3. Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar
para quasares PG con base en las observaciones en el optico, rayos X duros y
PAH. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
4.4. Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar
para radiogalaxias 3CR con base en las observaciones en el optico, rayos X
duros y PAH. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
7.1. Valores del coeficiente c(α) en terminos del nivel de significancia α. . . 124
7.2. Parametros estimados del modelo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
7.3. Valores comparativos entre la literatura y nuestra asignacion . . . . . . . . 127
7.4. Vectores de medias estimados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
7.5. Matrices de covarianza estimadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
7.6. Asignacion de objetos a grupos y comparacion con la literatura . . . . . . . 132
16
Indice de figuras
1.1. Taxonomıa y componentes de los Nucleos Activos de Galaxias. Las com-ponentes estan referenciadas por el sımbolo (*). Adaptado de una ilus-tracion original elaborada por NASA (Goddard Space Flight Center). . 25
1.2. Panel izquierdo: Modelo de toro homogeneo (adaptado de Pier & Krolig,
1992). Panel derecho: Modelo no homogeneo de toro (adaptado de Nenkova
et al. 2008). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
1.3. Correlacion observada entre la emision en radio y en infrarrojo lejano sobre
un conjunto de galaxias Seyfert, LINER, starburst y regiones H II (tomado
de Sabater et al. 2008). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
1.4. Panel izquierdo: Modos de vibracion en una molecula de PAH. Los modos
pueden involucrar cambios en la longitud del enlace C-C y C-H o curvamientos
dentro o fuera del plano de la molecula. Panel derecho: Lıneas de emision
asociadas a los modos de vibracion en una molecula de PAH (Original de
Spoon, 2003). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
1.5. Luminosidad del PAH en 7.7 µm y tasa de formacion estelar (SFR) en termi-
nos de la luminosidad en el optico λ Lλ(5100A) para una muestra de QSOs
(tomado de Maiolino et al. 2007). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
1.6. Diagrama de diagnostico asociado a la emision en 6.2 µm de PAH y al continuo
en el infrarrojo cercano y medio, adaptado de los diagramas de Laurent et al.
(2000). Los tres objetos de referencia M17, NGC 7023 y NGC 1068 determinan
las caracterısticas de las regiones PDR, H II y AGN, respectivamente (Peeters
et al. 2004). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
17
18
1.7. Panel izquierdo: Diagrama de diagnostico del ancho equivalente de la emi-
sion de PAH en 6.2 µm versus la intensidad del silicio en 9.7 µm. Cırculos
llenos: ULIRGs e HyLIRGs, triangulos llenos: galaxias starburst, cuadrados
llenos: galaxias Seyfert y QSOs, diamantes llenos: otras galaxias infrarrojas
(Spoon et al. 2007). Panel derecho: Espectro Spitzer-IRS de baja resolu-
cion de un conjunto de ULIRGs clasificadas como: dominio-AGN, dominio-
starburst y nucleo escondido (Spoon et al. 2005). . . . . . . . . . . . . . . 38
2.1. Diagramas espectrales de energıa para tres tipos de AGNs. En el grafico se
observan algunos de los rangos de energıa en los cuales la emision presenta un
exceso en la emision al compararse con otras regiones del espectro (tomada
de Koratkar & Blaes, 1999). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
2.2. Panel superior: Histograma de frecuencias de los valores del logaritmo del
corrimiento al rojo del conjunto completo de galaxias. Panel inferior: Lu-
minosidad (erg s−1) en el infrarrojo lejano en funcion del corrimiento al rojo
para las 389 galaxias de la base seleccionada. La muestra presenta un corri-
miento al rojo z entre 0.000811 para la LIRG NGC 253 y 1.575, para la radio
fuente 3C318. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.1. Razon de flujos en 25 y 60 µm en funcion del ancho equivalente en 7.7 µm. . 54
3.2. Conjunto de histogramas para los indicadores (a) L(6,60), (b) L(12,60) y (c)
L(25,60) tomados de la muestra incluida en el analisis. . . . . . . . . . . . 58
3.3. Histogramas de las luminosidades L(6), L(12), L(25), L(60) provenientes de
la muestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4. Histogramas de los indicadores L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60) provenientes de
la muestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.5. Histogramas de la luminosidad en las bandas de 3.3 y 7.7 µm de PAH y los
cocientes Log[L(3.3 µm)/L(60 µm)], Log[L(7.7 µm)/L(60 µm)] y Log[L(3.3
µm)/L(7.7 µm)] extraıdos de la muestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. . 62
3.6. Histogramas de L(12), L(60), L(12, 60) y L(7.7µm-PAH) provenientes de la
muestra de galaxias tipo 1 y Seyfert 2. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
19
3.7. Diagrama de diagnostico observacional de la razon L(12µm)/L(60µm) como
funcion del ancho equivalente en 7.7 µm de PAH para 136 galaxias con un
corrimiento al rojo, comprendido entre 0.000103 (para la starburst IC342) y
0.55 (para la radio fuente 3C330). Las dos lıneas verticales referencian los
valores lımites del ancho equivalente para la muestra de ULIRGs. La lınea
horizontal en cero, separa las regiones de domino asociadas al origen de la
emision. El marco a trazos encierra la zona de las starburst y las ULIRGs
(ver texto). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
3.8. Panel superior: grafico de L(7.7 µm-PAH) versus L([Ne II]). Panel inferior:
grafico de L(7.7 µm-PAH) versus L([O IV]) y L([Ne II]), representada esta
ultima emision por el tamano del sımbolo (panel inferior). . . . . . . . . . . 70
3.9. Grafico de la razon L(12 µm)/L(60 µm) versus la razon L([O IV])/L([Ne II]). 71
3.10. Histograma de valores para el parametro q, calculados para toda la muestra
con valor positivo. La lınea vertical muestra la estimacion de '2.35 llevada a
cabo por Sanders & Mirabel (1996). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.11. Panel superior: grafico de la luminosidad en radio en funcion de la lumi-
nosidad en el infrarrojo lejano, para la muestra de objetos referenciada en la
tabla 3.15. Panel inferior: puntos y ecuacion de ajuste para la luminosidad
en 1.4 GHz, en terminos de la luminosidad en el FIR para la muestra de radio
galaxias. Los datos y las estimaciones de error son tomados de NASA EX-
TRAGALACTIC DATABASE (NED) y NRAO VLA Sky Survey (Condon et
al. 1998). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
3.12. Panel superior: histograma para la muestra de radio fuentes con valores
negativos del parametro q. Panel inferior: grafico de puntos y recta de ajuste
de la luminosidad en 1.4GHz, en funcion de la luminosidad en el infrarrojo
lejano para la muestra de galaxias 3CR, incluidas aquellas con estimacion de
lımites superiores en las observaciones. El trazo horizontal sobre el simbolo
./ muestra las nueve radiofuentes referenciadas en la figura 3.11 . . . . . . 76
3.13. Representacion del indicador L(12, 60) en terminos del parametro q. Los
sımbolos en color azul claro para los quasares PG y 3CR representan objetos
con lımites superiores. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
4.1. Panel superior: Relacion tamano-luminosidad RBLR con base en λLλ(5100 A)
en terminos de z. Panel inferior: Relacion tamano-luminosidad RBLR con
base en la luminosidad corregida por absorcion L(2− 10 keV) en terminos de
z. Las rectas, trazadas en color verde, muestran los dos ajustes encontrados
para las dos series de datos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
20
4.2. Panel superior: Tasa de formacion estelar usando la emision de PAH(7.7
µm) como funcion de la luminosidad en el optico. Datos en azul y sımbolos
⊕, ./, provenientes de Yong et al. (2007), datos en azul y sımbolo •, tomados
de Imanishi & Wada (2004) y Clavel et al. (2000). Panel inferior: Tasa de
formacion estelar usando la emision de PAH(7.7µm) como funcion del tamano
estimado de la BLR, (RBLR). Datos en rojo y sımbolo �, provenientes de
Imanishi (2003) y Clavel et al. (2000) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
4.3. Grafico del indicador L(12, 60) en terminos de la tasa de formacion estelar
calculada usando la luminosidad en 7.7 µm de la banda de PAH. Las regiones
separadas por cuadros a trazos representan zonas de agrupacion de algunos de
los objetos de la muestra, en particular, las ULIRGs y una parte de los AGNs.
Estas agrupaciones presentan similitud y equivalencia con los diagramas de
red presentados por Farrah et al. (2009) (ver texto). . . . . . . . . . . . . . 91
4.4. Panel superior: Ampliacion de la zona ocupada por las galaxias ULIRGs
y otros objetos de la muestra general presentada en la grafica 4.3. Panel
inferior: Estructura de red generada para una muestra de ULIRGs y QSOs,
utilizando un algoritmo de conectividad en razon a una regla bayesiana que
discrimina entre la similitud entre pares de espectros de la muestra Farrah et
al. (2009). En las graficos se identifican miembros de cada muestra: ARP 220
es 7, IRAS14348-1417 es 4, Mrk 273 es 9, IRAS 12112+0305 es 3, IRAS11095-
0238 es 52, IRAS16090-0139 es 70, Mrk 1014 es 97, Mrk 231 es 8, PG1351+640
es 101, PG1119+120 es 99, 3C273 es 96 y PG2130+099 es 102. . . . . . . . 92
5.1. La luminosidad en la banda de PAH en 7.7µm versus la luminosidad de la
emision molecular de CO J=1-0 . La luminosidad de CO esta en terminos de
Lt=K km s−1 pc2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
5.2. Diagrama de diagnostico observacional similar al presentado en la figura 3.7,
para un subconjunto de datos de la muestra conformada por pares interac-
tuantes o cercanos (ver tabla 7.3). Las regiones enmarcadas con ovalos de-
limitan los objetos segun la edad de las poblaciones estelares: P1-starburst
poblacion estelar joven, P2-Sy2 dominio de poblacion vieja, P3-Sy1 objetos
con un continuo ambiguo en el azul. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
5.3. Panel superior: Grafico del cociente L(12 µm)/L(60 µm) en terminos de la
tasa de formacion estelar estimada usando la emision de PAH. Panel inferior:
Grafico del cociente L(12µm)/L(60µm) pero ahora en terminos de la emision
en el infrarrojo lejano, se ha disminuido la intensidad del color en el sımbolo
de los quasares 3CR y PG, para resaltar los textos (panel inferior). . . . . . 99
21
5.4. Grafico equivalente al de la figura 3.7, pero solo con la muestra de objetos del
trabajo de Farrah et al. (2009). Las zonas enmarcadas con ovalos delimitan
los objetos segun la clasificacion de Farrah et al. (2009) . . . . . . . . . . . 100
7.1. Valores crıticos dα para dos muestras bilaterales. La tabla muestra los valores
crıticos para los casos α = 0,05(valor arriba) y α = 0,01(valor abajo) segun
el tamano de cada una de las muestras. Las celdas senaladas con el sımbolo
* muestran que no se puede rechazar la hipotesis nula H0. . . . . . . . . . 124
7.2. Classificacion de la muestra despues de la ejecucion del programa EMMIX.
Los sımbolos �, ⊕ y � hacen referencia a los grupos 1, 2, y 3, respectivamente
(ver tabla 7.3). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
7.3. Panel izquierdo: grafico tridimensional de los datos observacionales para
una muestra de 58 galaxias activas y objetos ULIRGS. Panel derecho: grafi-
co tridimensional de los dos grupos obtenidos del analisis de conglomerados
para la misma muestra de objetos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
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Resumen
El objetivo central de este trabajo fue investigar como procesos energeticos asociadosa la actividad de los nucleos activos de galaxias estan vinculados con aquellos que sondebidos a la actividad de formacion estelar nuclear y circumnuclear. En esta direccion,datos fotometricos y espectroscopicos fueron usados con el fin de discriminar estosprocesos en un conjunto de galaxias starburtst, LIRGs-(luminous infrared galaxies) yULIRGs-(ultraluminous infrared galaxies), galaxias Seyfert, quasares y radio-galaxias.Para alcanzar este objetivo, se proponen nuevos diagramas de diagnostico basadosen la emision de PAH en 7.7 µm, la razon entre la emision en el infrarrojo medio ylejano L(MIR,FIR), la estimacion de la tasa de formacion estelar y del parametro q.Los diagramas de diagnostico, generados por primera vez en este trabajo, permitencomparar el comportamiento de los quasares y galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2 de lasgalaxias starburst y LIRGs-ULIRGs y dar nuevos aportes a un escenario evolutivopara los objetos de la muestra seleccionada (z < 0.55), todo ello en acuerdo con losresultados encontrados en la literatura.
Abstract
The main purpose of this research was to investigate how energetic processes associa-ted to the activity of Active Galactic Nuclei are related with those due to the nuclearor circumnuclear star formation activity. In this way, spectroscopic and photometricdata was used to discriminate these processes in a sample of starburst, luminous infra-red galaxies-LIRGs y ultraluminous infrared galaxies-ULIRGs, Seyfert galaxies, quasarsand radio galaxies. In order to reach this objective, we propose new diagnostic diagramsbased on the 7.7 µm polycyclic aromatic hydrocarbon emission band, the L(MIR,FIR)infrared ratio, estimations of the star formation rate and the q parameter. The diag-nostic diagrams, generated for the first time in this work, allow to discriminate thebehavior of quasars and Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies from starbursts and LIRGs-ULIRGs objects, and to verify a possible evolutionary scheme for the objects in oursample (z < 0.55), all of them in agreement with results found in the literature.
Capıtulo 1
ESCENARIOS DE ACTIVIDADEN GALAXIAS
El universo, en su escala mayor, esta compuesto por cientos de miles de agrupacionesdistribuidas de manera no uniforme, denominadas supercumulos, que a su vez contie-nen a los cumulos de galaxias. En una escala de tamano y distancia mas proxima seencuentran los componentes individuales de esta macro estructura, las galaxias, que sonbasicamente la reunion de miles de millones de estrellas, cuerpos planetarios y regionesde polvo y gas, ligadas gravitacionalmente a un nucleo; este nucleo puede presentaruna baja luminosidad o, por el contrario, ser tan brillante que opaca la actividad dela galaxia, lo que se conoce como un Nucleo Activo de Galaxia (AGN, por su sigla eningles). Sin embargo, la luminosidad de una galaxia no esta ligada tan solo a los pro-cesos en su region central, sino que tambien esta puede estar pasando por un intensoestallido de formacion estelar, conocido en la literatura como starburst. La emision quese detecta de AGNs, de galaxias luminosas en el infrarrojo LIRGs (luminous infraredgalaxies y ULIRGs ultraluminous infrared galaxies) y de galaxias que tienen intensaactividad de formacion estelar, presenta una luminosidad que esta comprendida entre1038 y 1046 ergs s−1. Esta potente cantidad de energıa radiada ha sido objeto de in-vestigacion y debate en la astrofısica durante los ultimos 40 anos y mantiene activo elinteres sobre su origen, la relacion entre en nucleo activo y la actividad estelar y susescalas de evolucion temporal. En este sentido la formacion de un agujero negro y laactividad estelar primordial parecen estar relacionadas, ası como en subsiguientes fases,pues la enorme cantidad de energıa emitida por el AGN calienta el material del mediointerestelar nuclear y circumnuclear que a la vez es la base de nueva formacion estelar,pero, igualmente, este material es acretado por el agujero negro llevando lentamente ala supresion de la actividad de formacion de estrellas (Ramos Almeida, 2009).
En la primera parte de este trabajo se describen los tipos de galaxias responsablesde la actividad energetica (AGNs y galaxias starburst-infrarrojas); tambien se revisan
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algunos de los indicadores y diagramas de diagnostico, mayormente centrados en elrango infrarrojo, para discernir el origen de la emision observada y, finalmente se en-marcan las observaciones e indicadores dentro de los modelos evolutivos presentadosen la literatura.
1.1. Nucleos Activos de Galaxias
Los AGNs hacen parte de un peculiar conjunto de galaxias que se caracterizan por suinusual nivel de actividad nuclear, comparado con la emision de nucleos de galaxiasnormales. Carl Seyfert (1943) fue el primero que identifico como objetos inusuales aeste tipo especial de galaxias. En ellas, el espectro de emision esta dominado por lıneaspermitidas y prohibidas ademas de un continuo azul no asociado con actividad estelar.Las galaxias tipo Seyfert y los quasares son los dos componentes mas encontrados enla literatura como nucleos activos. La principal diferencia entre estas dos clases deobjetos es la intensidad de la radiacion que es emitida por el nucleo activo; en el casode una galaxia Seyfert, la energıa total irradiada en longitudes de onda del visible escomparable con la generada por todas las estrellas de la galaxia; mientras que, en unquasar tıpico, la fuente nuclear es del orden de 100 veces mas brillante que la emisionde las estrellas del objeto huesped (Peterson, 1997).
1.1.1. Taxonomıa
Desde el punto de vista de su espectro existe una taxonomıa muy variada de nucleosactivos (Figura 1.1). Los quasares son los objetos mas luminosos entre los AGNs, enparticular, son muy brillantes en el ultravioleta cercano, alrededor de la lınea Lyman-alfa de hidrogeno de 1216 A (sistema de referencia local), pero, debido a los grandescorrimientos al rojo, esta emision se observa en el infrarrojo cercano (9000 A). Losquasares se clasifican espectroscopicamente como de tipo 1 y tipo 2 y presentan activi-dad de formacion estelar. De otra parte, estan las galaxias Seyfert, clasificadas por suespectro de lıneas de emision (Khachikian & Weedman, 1974) como Seyfert 1 y Seyfert2. Las Seyfert 1 (Sy1) muestran altas densidades electronicas (ne & 109 cm−3) y lıneasde emision permitidas de H I, He I y He II muy anchas, con valores ∆vFWHM ∼ 104
km/s, ademas de lıneas prohibidas, asociadas a gases ionizados de baja densidad (neentre 102 cm−3 y 106 cm−3) de especies como [O III] λλ:4959, 5007, [N II] λλ:6548,6584 y [S II] λλ: 6716, 6731, con ∆vFWHM entre 102 km/s y 103 km/s. Los espectrosde una galaxia Seyfert 2 (Sy2) muestran solamente lıneas angostas con ∆vFWHM entre102 km/s y 103 km/s, similares a las encontradas en las galaxias Sy1. Una galaxia contipologıa similar a un AGN, cuyo espectro de emision esta probablemente mas asociadoa estrellas que a un nucleo activo y que presenta lıneas de ionizacion como [O I]λ6300
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y [N II]λ6548, λ6583 muy fuertes, se identifica como una galaxia de emision de lıneasde baja ionizacion (LINER).
Los AGNs no solo se han clasificado por sus espectros en el optico; en el caso de laemision en radio tambien se subdividen en dos clases: Galaxias Radio-Silenciosas yGalaxias Radio-Sonoras. Las Galaxias Radio-Silenciosas son los QSOs, las LINERs yuna gran parte las galaxias Seyfert; todas ellas presentan una razon radio a opticoRr-o que esta en el rango de 0,1 < Rr-o <1 (Kellermann et al. 1989). Las Galaxias-Radio-sonoras, ademas de mostrar una intensa emision en el continuo optico, en rayosX y en lıneas de emision anchas y delgadas, tienen valores de la razon radio a optico,10 < Rr-o <1000; adicionalmente, presentan chorros (jets) que se originan en el centrocompacto de la fuente, transportando energıa y partıculas hacia los lobulos. Si nuestralınea de vision esta cercana al eje de la radio emision el AGN se denomina un blazar.
Figura 1.1: Taxonomıa y componentes de los Nucleos Activos de Galaxias. Las com-ponentes estan referenciadas por el sımbolo (*). Adaptado de una ilustracion originalelaborada por NASA (Goddard Space Flight Center).
1.1.2. Modelo unificado de AGNs
Un gran avance en la investigacion en AGNs ha sido poder discernir porque hay ca-racterısticas que no son observables en alguna subclase y como un conjunto basico deparametros puede explicar esta diversidad. El principio base de unificacion, para todas
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ellas, es que comparten una fısica comun y que las diferencias estan tan solo dadaspor la orientacion relativa entre el observador y el eje del toro (Antonucci, 1993, Cepa,2009) mientras que, para los quasares, (de tipo 1 y 2), una descripcion analoga a laSeyfert, pero basada en la estructura a gran escala de la emision en radio concuerdacon el modelo unificado de AGNs (Urry & Padovani, 1995).
Componentes y propiedades fısicas
En la figura 1.1 se muestran indexadas con el sımbolo (*) las componentes de unnucleo activo en el marco de la unificacion. Esta estructura ha sido elaborada conbase en la combinacion de las observaciones llevadas a cabo durante las ultimas cuatrodecadas y con las consideraciones fısicas que buscan explicar su origen y propiedades.La estructura se soporta en los siguientes constituyentes (Peterson 1998, Osterbrock,1989, Cepa, 2009):
Un agujero negro super masivo. La masa de la fuente central se obtiene haciendouso del criterio del teorema del virial: M ≈ v2r/G, donde M es la masa central, vla velocidad de dispersion, r la distancia de las nubes emisoras y G la constante deCavendish. La velocidad de dispersion v se obtiene del ancho de las lıneas de emision,mientras que la distancia r al centro de las nubes emisoras se obtiene de la observacion.Los valores de M son > 106M� y pueden alcanzar una cota superior de 1010M�.
El disco de acrecion. Es una estructura rotante y viscosa constituida por gas en caidahacia el agujero negro. La energıa obtenida de este proceso se emite con una eficienciaη tal que la energıa disponible para una masa M es E = ηMc2, donde η ≈0.1, elcual es mas eficiente que la fusion de hidrogeno en helio (η =0.007). Para un quasarcuya luminosidad es del orden de LQSO ≈ 1046 ergs s−1 y η ≈0.1, la tasa de acreciones aproximadamente M ≈ 2M� anos−1. Para un disco rodeando un agujero negro de108M� y una temperatura igual a 6.2×105 K, se encuentra que la emision posee unmaximo en 3.6 ×1016 Hz, cuya energıa esta alrededor de 100 eV.
La region de lıneas anchas (Broad Line Region -BLR-). Es la region emisora delıneas mas proxima de la fuente central y, por lo tanto, proporciona informacion unicasobre los procesos fısicos (ionizacion y enfriamiento del gas central) del AGN a escalasmenores que 1 pc. Esta caracterizada por lıneas con anchos que varıan entre 2000 km/shasta 15000 km/s, ensanchamientos propios de materia moviendose a velocidades hastael 5 % de la velocidad de la luz. Las lıneas mas fuertes observadas son las del hidrogenode las series de Balmer (Hα λ6563, Hβ λ4861 y Hγ λ4340), la Lyα λ1216 y las lıneas delos iones Mg II λ2798, [C III] λ1909 y C IV λ1549. La BLR no se resuelve espacialmentecon ningun telescopio (espacial o terrestre); sin embargo, una aproximacion a su tamanoy estructura se puede obtener de la observacion de la respuesta dada por las lıneas deemision a la variacion del continuo. Esta respuesta es retardada o extendida en el
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tiempo por efectos de reverberacion debidos a la propagacion de la luz dentro de laBLR. Para una BLR con luminosidad de 1042 ergs s−1 en la lınea de C IV, el tamanoes del orden de 104 U.A.
Figura 1.2: Panel izquierdo: Modelo de toro homogeneo (adaptado de Pier & Krolig, 1992).Panel derecho: Modelo no homogeneo de toro (adaptado de Nenkova et al. 2008).
La region toroidal. La hipotesis de una region de polvo que rodea los AGNs provienedel trabajo de Donald Osterbrock quien, en 1978 sugirio, que las galaxias Seyfert 1 y 2son, en esencia, las mismas Seyfert y que la existencia del toroide provee un obscureci-miento anisotropico de la emision central. En un trabajo polarimetrico alrededor de laSy2 NGC 1068, Antonucci R., y Miller J., (1985) encontraron, en radiacion polarizada,la aparicion de lıneas anchas, indicando entonces su asociacion con una Sy1, confirman-do la presencia de un toroide y unificando ası el modelo. Esta region en sı es una fuenteemisora de continuo y lıneas en el rango del infrarrojo medio. Los primeros trabajosen la modelacion y forma del toro fueron llevados a cabo por Pier & Krolik (1992,1993); estos modelos se basan en la existencia de una estructura de polvo compactade densidad uniforme con radio interno a (coincidente con el radio de sublimacion delos granos Rsub), radio externo b y espesor h, rodeada a la vez de una region difusade varios parsecs (figura 1.2). Los modelos homogeneos predicen que la extension de laregion de polvo, responsable de la emision en el FIR, deberıa alcanzar distancias delorden de 100 parsecs, aspecto este que no concuerda con las observaciones en galaxiasSeyfert, que revelan un tamano del toro menor a 10 parsecs (Packham et al. 2005, Tris-tram et al. 2007, Radomski et al. 2008). Las inconsistencias encontradas condujeron ala busqueda de modelos alternativos, no homogeneos (clumpy models), basados en unadistribucion del material de polvo en forma de nubes discretas situadas a diferentesdistancias de la fuente central (figura 1.2), con radio interno Rd determinado por latemperatura de sublimacion y radio externo Ro=YRd, en donde Y es un parametrolibre y σ un parametro de distribucion angular; estos modelos se resuelven haciendouso de las ecuaciones de transporte radiativo en simulaciones tipo DUSTY (Ivezic etal. 1999) o tipo Monte Carlo (Dullemond et al. 2005, Honig et al. 2006). Los trabajosde Nenkova et al. (2008a , 2008b) sugieren, con base en observaciones de reverberacion
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en IR y variaciones temporales en la absorcion de rayos X para galaxias Sy2, que eltoro y la BLR forman una unica estructura denominada TOR, en donde la zona desublimacion de polvo es la interface que enlaza a las dos estructuras.
La region de lıneas angostas (Narrow Line Region -NLR-). Es la unica com-ponente de un AGN que puede ser resuelta espacialmente, inclusive con telescopiosen tierra. Posee una estructura conica distribuida en filamentos o nubes de gas, quese mueven en el potencial gravitacional de la galaxia a velocidades del orden de 200km/s, por eso el ancho de las lıneas de emision es significativamente menor que el delas lıneas de la BLR. La densidad de electrones en la NLR es lo suficientemente bajacomo para permitir que muchas transiciones de baja probabilidad no sean suprimidascolisionalmente. La densidad se determina midiendo la razon de intensidades de doslıneas de un mismo ion; ejemplos de pares muy conocidos son [O II] 4S3/2-2D5/2 y [S II]4S3/2-2D3/2. Para medir la temperatura electronica se seleccionan lıneas que tengan po-tenciales de ionizacion muy separados; las lıneas mas apropiadas son [O III]: λλλ4363,4959, 5007 y [N II]: λλλ5755, 6548, 6583.
1.2. Galaxias Starburst e Infrarrojas
Una galaxia con intensa formacion estelar o tipo starburst es aquella con una explosionen la tasa de formacion estelar. Los brotes de violenta formacion involucran una masaque supera el 5 % de la masa total y estan presentes en un periodo breve en la vida deesas galaxias, tb ∼107 y 108 anos (Larson & Tinsley 1978) (Tabla 1.1); sin embargo,dado que el gas disponible no es suficiente para mantener un ritmo de formacion estelar,trabajos mas recientes apuntan a buscar el origen de estos brotes en procesos de colisionentre galaxias enanas (Lopez-Sanchez & Esteban 2008). Heckman (2005) adopta lasiguiente definicion: “una starburst es un objeto que presenta una alta formacion estelarpor unidad de area (ISF) en un corto periodo de tiempo de agotamiento del gas, (ISF ∝N
3/2gas , donde Ngas es la densidad del gas)”. Las galaxias denominadas como “Lyman-
break galaxies”son galaxias equivalentes a las starburst locales, pero con corrimientosal rojo altos (z > 2) (Giavalisco, 2002).
Tabla 1.1: Parametros asociados a la actividad de formacion estelar. 2∗ es un factor de
correccion asociado a la masa retornada por las estrellas y MH2 es la masa de hidrogeno
Objeto MH2 Tasa de consumo M Escala de tiempo (tb)
Vıa Lactea ∼ 2,5× 109 M� ∼ 1 M� ano−1 ∼ 2∗ × 2× MH2
M∼ 1010 anos
Arp220 ∼ 1,6× 1010 M� ∼ 102 M� ano−1 ∼ 2∗ × MH2
M∼ 3× 108 anos
El satelite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) llevo a cabo un muestreo significativo
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de objetos en los rangos del infrarrojo medio (MIR) e infrarrojo lejano (FIR). Parte delas galaxias del catalogo IRAS son objetos clasificados como tipo starburst, mientrasque otros se tipifican como nucleos activos; sin embargo, todas comparten el hechode que la mayor parte de su emision es en el infrarrojo. En la literatura, se clasificancomo luminosas (LIRGs, LIR > 1011L�, donde L� representa la luminosidad del solar,esto es, 4 × 1033 ergs s−1), ultraluminosas (ULIRGs, LIR > 1012L�) y aquellas enlas cuales el 90 % de su emision esta en el infrarrojo, denominadas hiperluminosas(HyLIRGs, LIR > 1013L�). En promedio, las galaxias infrarrojas poseen una tasa deformacion estelar del orden o mayor a 100 estrellas por ano (Kennicutt, 1998), mientrasque en el caso de una galaxia normal, como la Vıa Lactea, la tasa es del orden deuna estrella por ano (Robitaille & Whitney, 2010). En la tabla 1.2 se presenta unalista con las expresiones para el flujo y la luminosidad de la emision infrarroja engalaxias del catalogo IRAS; en ella, FFIR, FIR son los flujos calculados en el infrarrojolejano e infrarrojo, respectivamente y LFIR, LIR sus correspondientes luminosidades,adicionalmente, f12, f25, f60 y f100 corresponden a las densidades de flujo en 12 µm,25 µm, 60 µm y 100 µm, respectivamente, en Janskys (Jy)1; DL es la distancia y C unfactor de escala al filtro de 100 µm (Sanders & Mirabel 1996).
Tabla 1.2: Propiedades de la emision en infrarrojo de las galaxias del catalogo IRAS.
Cantidad ExpresionFFIR 1.26 ×10−14{2.58f60 + f100} [Wm−2]LFIR L(40-500 µm)=4πD2
LCFFIR[L�]FIR 1.8 ×10−14{13.68f12+ 5.16f25 + 2.58f60 + f100} [Wm−2]LIR L(8-1000 µm)=4πD2
LCFIR[L�]
1.3. Indicadores de la Actividad en Galaxias
La emision en el continuo proveniente de AGNs o de galaxias con intensa formacionestelar cubre varios rangos del espectro electromagnetico; sin embargo, y dependiendode la fuente, esta emision es dominante en alguno o varios de ellos. Por ejemplo, unAGN tıpico como la galaxia NGC 1068 es muy brillante en rayos X, optico e infrarrojo(L ∼ 1042−44 ergs/s), pero es debil en radio (L(1.4GHz) ∼ 1039 ergs/s); mientras que unagalaxia tipo starburst como NGC 3556 es muy brillante en IR (L∼ 1042−43 ergs/s),aunque es debil en rayos X y radio (L∼ 1037,39 ergs/s) (Nasa Extragalactic Database-NED). Estas diferencias en la emision continua o de lıneas permite establecer criteriosde identificacion por tipo de actividad en muestras que incluyen un gran numero deobjetos y que seran explicadas en las secciones siguientes.
1Equivalencia: 1 Jy = 10−26 W m−2 Hz−1 =10−23 ergs cm−2 s−1 Hz−1.
30
1.3.1. Indicadores basados en la emision del continuo
La emision en el continuo asociada a la presencia de actividad estelar se puede rastreara traves de la estimacion de la razon entre los flujos en infrarrojo y radio. De Jong et al.(1985), muestran que, para un conjunto de galaxias con diferentes tasas de formacionestelar, la razon entre el flujo en radio y el flujo infrarrojo se relaciona con el hecho deque la emision libre-libre (termica) y sincrotron (no termica) deben estar asociadas ala poblacion de estrellas jovenes masivas. La emision en el infrarrojo es mayormentedebida a la reemision de polvo al ser calentado por estrellas masivas, mientras que lasexplosiones tipo supernova de estrellas jovenes masivas son el origen de la emision enradio. Sabater et al. (2008) llevan a cabo un estudio de la actividad nuclear en unamuestra de 719 galaxias del universo local, caracterizadas por su emision en infrarrojoy radio. La figura 1.3 muestra el conjunto de datos, la recta de ajuste y rectas quemarcan ±5 veces la desviacion. Los objetos en el lımite, o sobre la recta que esta acinco desviaciones por encima, son galaxias que presentan un exceso en la emision deradio.
Figura 1.3: Correlacion observada entre la emision en radio y en infrarrojo lejano sobre unconjunto de galaxias Seyfert, LINER, starburst y regiones H II (tomado de Sabater et al.2008).
La correlacion entre la emision en radio y la emision en el infrarrojo lejano se cuantificaa traves del denominado parametro q (Helou et al. 1985, Condon, 1991), el cual permitedistinguir radiofuentes activadas por starburst de aquellas activadas por “monsters”2.
2Se catalogan como monsters a las galaxias ultraluminosas en infrarrojo en las que no se detectanlıneas opticas anchas. Este comportamiento esta asociado a un factor de extincion muy alto.
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El factor q esta definido por,
q = logFFIR/(3.75× 1012Hz)
Fν(1.4GHz), (1.1)
en donde F1.4GHz es la densidad de flujo a 1.4 GHz en unidades de W m−2 Hz−1 y FFIR
es el flujo medido en el infrarrojo lejano y calculado como (Condon, 1991):
FFIR ≡ 1.26× 10−14(2.58f60µm + f100µm)W m−2. (1.2)
Para galaxias tipo starburst Sanders & Mirabel (1996) reportan un valor q ' 2.35±0.2.
1.3.2. Indicadores basados en lıneas atomicas o moleculares
La emision asociada a lıneas atomicas o moleculares presentes en las regiones nucleares ocircumnucleares de galaxias activas esta relacionada con dos fuentes. En primer lugar,la emision proveniente del disco de acrecion de un nucleo activo ioniza y excita losatomos y moleculas del material mas proximo al agujero negro, este proceso da lugara las regiones de fotoionizacion por rayos X (XDRs), mientras que, en segundo lugar,zonas con intensa actividad estelar dan lugar a regiones de fotoionizacion por emisionultravioleta (PDRs); estas dos regiones han sido caracterizadas con observaciones enbandas submilimetricas llevadas a cabo en regiones de reciente formacion estelar porFeigelson (2001) y Feigelson (2005). De otra parte, trazadores de la emision en elinfrarrojo asociados a la actividad del nucleo activo (Melendez et al. 2008), o asociadosa recientes estados de formacion estelar (Imanishi. 2003, Imanishi & Wada 2004, Peeterset al. 2004, Rodrıguez-Ardila et al. 2004, Brand et al. 2006, Yong et al. 2007, Melendezet al. 2008) se soportan, entre otros, en (i) la emision de las lıneas de ionizacion de [OIV], [Ne II] y [Ne III] y en (ii) la emision en las diferentes bandas de los HidrocarburosAromaticos Policıclicos (PAHs, por su sigla en ingles).
En el primer item (i), Melendez et al. (2008) llevan a cabo un estudio de la posiblerelacion entre lıneas de alta ionizacion como [O IV] λ25,89 µm (trazador de la potenciadel AGN), y de baja ionizacion como [Ne III] λ15,56 µm y [Ne II] λ12,81 µm (trazadorde formacion estelar), con el fin de explorar el vınculo que tienen estas emisionesy las observaciones de IRAS en 25 µm y FIR, con el AGN y la actividad estelar.Los resultados de su analisis les permiten concluir que la razon [O IV]/[Ne II] es, enpromedio, menor para las galaxias Sy2 que para las Sy1, sugiriendo que los responsablespueden ser dos escenarios: uno en el que las Sy2 tienen intrınsecamente un AGN masdebil y el otro en el cual las galaxias Sy2 poseen mayores tasas de formacion estelarque las Sy1. De otra parte, en este trabajo encuentran que la lınea [Ne II] aparecebien correlacionada con la emision del continuo en 60 µm, mientras que la lınea de [OIV] y la lınea de [Ne III] correlacionan mejor con la luminosidad del continuo en 25µm, mostrando que el continuo en el infrarrojo medio esta mas asociado a la accion
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Figura 1.4: Panel izquierdo: Modos de vibracion en una molecula de PAH. Los modospueden involucrar cambios en la longitud del enlace C-C y C-H o curvamientos dentro ofuera del plano de la molecula. Panel derecho: Lıneas de emision asociadas a los modos devibracion en una molecula de PAH (Original de Spoon, 2003).
AGN, mientras que el continuo en el infrarrojo lejano tiene una componente dominantedebida a la actividad de formacion estelar.
En el segundo item (ii), el descubrimiento de una emision inesperada en 11.3 µm (885cm−1) por Gillett, Forrest & Merrill (1973), fue la que dio inicio a un nuevo capıtuloen el estudio de la formacion de moleculas. El espectro en infrarrojo de una granvariedad de objetos asociados con polvo y gas, incluidas regiones H II, estrellas post-AGB, nebulosas planetarias (PNe), objetos estelares jovenes (YSOs), medio interestelardifuso y galaxias, entre ellas las activas, esta dominado por bandas en 3.3 µm (3030cm−1), 6.2 µm (1610 cm−1), 7.7 µm (1280 cm−1), 8.6 µm (1150 cm−1) y 11.3 µm(885 cm−1); estas bandas fueron referidas en la literatura como lıneas de infrarrojo noidentificadas (UIR) (Gillett et al. 1973); Moorwood (1986), reporta observaciones deuna banda identicada en 3.3 µm, vinculada a fluorescencia de granos por ultravioleta envarias galaxias Sy1, Sy2 y regiones H II, que se asocia a la presencia de actividad estelar.Finalmente, Allamandola et al. (1989) y Allamandola et al. (1999), modelaron estasbandas con emisiones asociadas a combinaciones de PAHs. La emision de los PAHs esdebida a una fluorescencia en el infrarrojo, proveniente de una fase del gas molecularexcitado por la absorcion de fotones ultravioleta. En este escenario, la absorcion deun foton del UV lejano (FUV) por una molecula de PAH induce una transicion haciaun estado electronico superior, entonces la molecula excitada hace rapidas transicionesno radiativas hacia el nivel electronico base, dejando la mayor parte de la energıade excitacion inicial en forma de energıa vibracional; posteriormente esta alta energıavibracional se disipa principalmente por emision IR de los modos vibracionales C-C yC-H (figura 1.4).
La emision de los PAHs ha sido utilizada como un trazador de la actividad estelar
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en AGNs (Imanishi 2003, Imanishi & Wada 2004, Peeters et al. 2004, Spoon et al.2007, Maiolino, R. 2007, Yong et al. 2007, Watabe et al. 2008 y Farrah et al. 2008).La emision observada en las bandas asociadas a los PAHs en particular, las bandas en3.3 µm, 6.2 µm y 7.7 µm, permiten indagar sobre tres posibles entornos en donde laemision ocurre: a) la emision proviene de la region toroidal del AGN y es consecuenciade la interaccion de los PAHs inmersos en regiones PDR, con fotones FUV secundariosasociados a la emision proveniente del nucleo; b) la emision proviene del interior deltoroide y esta posiblemente asociada a la actividad de formacion estelar (estrellas tipoO y B) interactuando con las moleculas de PAH; c) la emision proviene de regionesexternas al toroide. En este contexto es necesario plantear el origen y las caracterısticasde la region emisora, muy probablemente asociada a una vigorosa region de formacionestelar circumnuclear en un radio menor a 20-30 pc; en este sentido, observaciones en3.3 µm (Imanishi & Wada, 2004) sugieren la presencia de actividad estelar en el toroconectada con la actividad del AGN y no en las regiones externas como la responsablede la emision; sin embargo, las observaciones hasta el momento no han dado unarespuesta concluyente sobre estas alternativas.
1.4. Diagnosticos de la conexion AGN-Starburst
Con el fin de encontrar elementos de soporte a la conexion AGN-Starburst utilizandolas observaciones del continuo y bandas de PAH, se presentan dos estimaciones funda-mentales para el desarrollo de este trabajo. (a) Una estimacion del tamano de la regionde lıneas anchas, con base en los trabajos de Kaspi et al. (2000, 2005), y (b) un calculode la tasa de formacion estelar basada en trabajos de Kennicutt 1998), Panuzzo (2003)y Maiolino et al. (2007).
En la primera estimacion (a), la tecnica del mapeo de reverberacion3 resulta ser unaherramienta fundamental para medir el retardo en el tiempo en el que el flujo de lıneasanchas responde a las variaciones de la luminosidad del continuo. La idea basica quese esconde en esta tecnica es que variaciones en la intensidad de la fuente fotoionizantecentral podran generar variaciones en la intensidad y en el perfil de las lıneas de emision.Estas reverberaciones en las lıneas de emision se retrasaran siguiendo las variacionesdel continuo debido al tiempo de propagacion de la emision a la velocidad de la luz c(Blandford & McKee 1982). Bajo estas circunstancias, cualquier cambio en el nivel delcontinuo tardara un tiempo en alcanzar la BLR, este tiempo de retardo (τ) entre loscambios del continuo y los cambios en las lıneas de emision, permite estimar el tamanode la region de lıneas anchas, (RBLR) ası:
RBLR = cτ . (1.3)
3Persistencia del proceso oscilatorio en un espacio circundante despues de extinguirse la oscilacionoriginal.
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Kaspi et al. (2000) encontraron una relacion entre el tamano de la BLR y la luminosidaden el optico del AGN para un conjunto de 28 quasares:
RBLR = (32.9+2.0−1.9)×
[λLλ(5100A)
1044ergs s−1
]0.70±0.033
dıas luz. (1.4)
En un trabajo posterior Kaspi et al. (2005), haciendo uso de metodos estadısticos deregresion (FITEXY y BCES)4, extienden el analisis para involucrar lıneas de emisionde Balmer y luminosidades en el continuo de rayos X, ultravioleta y optico. Usandoun promedio simple entre las medidas obtenidas por los dos metodos encuentran lasiguiente relacion entre el tamano de la BLR y la luminosidad en el optico a 5100 A,
RBLR-optico = 22.3×[λLλ(5100A)
1044ergs s−1
]0.69
dıas luz. (1.5)
Ahora, utilizando los parametros (metodo FITEXY) derivados igualmente por Kaspiet al. (2005), para un tiempo de retraso del valor medio de las lıneas de Balmer, sederiva una expresion que relaciona el tamano de la BLR y la luminosidad de la emisionen rayos X duros; esta presenta una mayor dispersion con respecto a los datos, peromantiene la tendencia lineal,
RBLR-rayos x duros = 7.5×[Lλ(2− 10KeV)
1043ergs s−1
]0.614
dıas luz, (1.6)
donde Lλ(2 − 10keV) corresponde a la emision de la fuente en rayos X duros en elintervalo 2-10 KeV.
Para la segunda estimacion (b), esto es, la tasa de formacion estelar, un aspecto aexplorar y asociado al espectro del infrarrojo medio de los nucleos activos de galaxias,es hacer uso de las transiciones atomicas para estimar parametros tales como la tasa deformacion estelar (SFR). Kennicutt (1998) y Panuzzo et al. (2003) llevaron a cabo unextenso trabajo en el que derivaron un conjunto autoconsistente de estimadores de tasade formacion estelar, a lo largo de la secuencia de Hubble. Estas calibraciones escalanlinealmente con la luminosidad en dos rangos del continuo, ultravioleta e infrarrojolejano, ası como con lıneas de emision tales como Hα, Hβ, Pα, Pβ, Brα, Brγ y lıneasde baja probabilidad de O II. En un trabajo, Maiolino et al. (2007) introducen unanueva calibracion haciendo uso de la luminosidad del PAH en 7.7 µm. Esta relacionresulta de combinar el promedio de la razon L(7.7 µm PAH)/L(FIR), obtenida parauna muestra de QSOs con intensa formacion estelar por Schweitzer et al. (2006), conla razon SFR/L(FIR) dada por Kennicutt (1998),
SFR[M�ano−1] = 3.46× 10−42L(PAH7,7µm)[erg s−1] . (1.7)
4FITEXY es un metodo de ajuste de una recta a datos con errores en ambas coordenadas en unproceso interactivo que busca minimizar χ2. BCES es un metodo de regresion que toma en cuenta laincertidumbre en ambas coordenadas ası como la dispersion alrededor de una recta.
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Figura 1.5: Luminosidad del PAH en 7.7 µm y tasa de formacion estelar (SFR) en terminosde la luminosidad en el optico λ Lλ(5100A) para una muestra de QSOs (tomado de Maiolinoet al. 2007).
En la figura 1.5 se muestra la correlacion entre la emision de QSOs en el optico y laactividad de formacion estelar en la galaxia huesped, trazada por la luminosidad delPAH. El lımite superior de la tasa de formacion estelar derivado para el espectro pro-medio de QSOs luminosos a altos z (lınea continua roja) es del orden de 700 M�ano−1.La tendencia de una mayor actividad estelar a mayores z ha sido sugerida por Lutz etal. (2007) entre otros; sin embargo, los resultados de Maiolino et al. (2007) muestranque la actividad de formacion estelar, trazada por el emision de PAH, y la potencia delnucleo, trazada por λLλ(5100A), se saturan en objetos con altos z.
1.5. Formacion estelar: lugar y relacion con la acti-
vidad y evolucion del AGN
El espectro en el infrarrojo medio, asociado a un nucleo activo, se puede explicar enterminos de la contribucion del polvo circumnuclear calentado por la radiacion en rayosX, ultravioleta y optico, ademas de la emision proveniente de gas ionizado (Melendezet al. 2008). Adicionalmente, la presencia de formacion estelar nuclear y circumnucleardeja marcas distinguibles en el espectro a traves de la emision de las bandas de PAH,consideradas estas, sin duda alguna, como trazadores de formacion estelar (Imanishi &wada. 2004; Peeters et al. 2004; Yong et al. 2007; Watabe et al. 2008).
En el continuo IR, Murayama et al. (2000) propusieron usar la razon de flujos entre labanda L(3.5 µm) y el flujo IRAS en 25 µm, con el fin de cuantificar la contribucion delnucleo activo y de la actividad de formacion estelar a la luminosidad en el infrarrojo
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de AGNs y de galaxias infrarrojas, atraves de:
R(L, 25) = log[(ν3,5µmS3,5µm)/(ν25µmS25µm)]. (1.8)
donde S3,5µm y S25µm son los flujos en la banda L y en 25 µm, respectivamente. Laconstruccion de la relacion 1.8 se basa en la anisotropıa que se espera en la emision deltoro en λ 6 10 µm, con respecto a la emision en λ > 10 µm, debida a que la visibilidadde la pared interior del toro es altamente dependiente del angulo; ası, para las galaxiasSy2, se espera que tengan valores mas bajos de R(L, 25) que las Sy1.
Figura 1.6: Diagrama de diagnostico asociado a la emision en 6.2 µm de PAH y al continuoen el infrarrojo cercano y medio, adaptado de los diagramas de Laurent et al. (2000). Lostres objetos de referencia M17, NGC 7023 y NGC 1068 determinan las caracterısticas de lasregiones PDR, H II y AGN, respectivamente (Peeters et al. 2004).
Peeters et al. 2004, proponen un diagrama de diagnostico (figura 1.6) para la emisionde PAH en 6.2 µm y en el continuo en el infrarrojo medio (MIR). Las regiones dereferencia PDR, H II y la delimitada para el AGN como un punto en donde el flujo dePAH es cero (no mostrado en el diagrama), permiten desplegar la posicion y tendenciadel conjunto de galaxias de la muestra (Peeters et al. 2004). Los cocientes en cada unode los ejes del diagrama 1.6 comparan la emision en el infrarrojo medio, en el rango de14-15 µm, con la emision en el infrarrojo cercano comprendida entre 5.3 y 5.8 µm, yla emision de PAH en 6.2 µm con el mismo continuo en el infrarrojo cercano. El rangode valores que cubren los diferentes objetos de la muestra permiten observar que, enel 60 % de las galaxias Sy1 y QSOs, la emision en el infrarrojo cercano es mayor queen el infrarrojo medio, mientras que en el caso de las Sy2 este porcentaje es tan solo
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del 14 %; ası mismo, en el 80 % de la muestra (Sy1 y QSOs), la razon entre el flujo dePAH en 6.2 µm y el continuo(5.3-5.8 µm) es del orden de 0.1, mientras que para elcaso de las Sy2 apenas el 32 % de ellas tienen una razon de este orden. Se concluye deestos valores que, para la muestra de Sy1 y QSOs, hay una atenuacion en la emisiondel PAH y ası mismo un dominio de polvo muy caliente. En contraste, para las Sy2 laemision de PAH tiende a ser mayor a 0.1 y para el 21 % de estas galaxias mayor a 1;ası mismo, la emision de polvo es mayor en la region del infrarrojo medio. Al analizarahora el comportamiento en este diagrama de las galaxias starburst y las normalesse observa que, salvo el caso de la galaxia espiral M83, la emision en el infrarrojomedio tiende a ser mayor que la emision en el infrarrojo cercano. Este exceso debeestar asociado a la actividad estelar dominante en estos objetos; por otra parte, hayuna clara evidencia de la emision de la molecula de PAH. Finalmente, las galaxiasULIRG y HyLIRG muestran un comportamiento muy similar a las Sy2, mientras quelas nebulosas galacticas presentan un dominio en la emision de polvo calido y ası mismoaltos valores de PAH, excepto para tres nebulosas cuyo valor esta por debajo de 0.1.En la muestra de Peeters et al. (2004) se encuentra que la molecula de PAH trazamuy bien el comportamiento de la actividad de formacion estelar, en particular parala mayorıa de las galaxias tipo starburst, la mayor parte de las regiones galacticas y degalaxias normales y, en un buen porcentaje, para las galaxias Sy2 (68 %).
Spoon et al. (2007) y Farrah et al. (2008) introdujeron una clasificacion de galaxias deacuerdo con su espectro en el infrarrojo medio, basada tambien en la emision de silicatoen 9.7 µm y en la banda de PAH en 6.2 µm. El flujo en la banda de 6.2 µm fue medidoutilizando una interpolacion de tipo spline, obtenida del continuo local entre 5.95 y6.55µm. La intensidad de la lınea en 9.7 µm la obtuvieron al adoptar un continuo localpara el infrarrojo medio y al calcular la razon entre la densidad de flujo observada y ladensidad de flujo del continuo.
El panel izquierdo de la figura 1.7 muestra un diagrama de diagnostico construido apartir de las observaciones en 6.2 µm y 9.7 µm. El grafico se subdivide en nueve regio-nes. La zona 1A se caracteriza por la baja absorcion de silicio, la cual se incrementaa medida que se alcanza la region 3A; en la clase 1B las emisiones de PAH se hacenrelevantes, mientras que en la clase 1C, las emisiones de PAH son dominantes, adicio-nalmente la banda aromatica va decreciendo desde 2B hacia 3B y finalmente en 3A.Los objetos en el diagrama tienden a distribuirse en dos ramas, una horizontal siguien-do objetos tipo starburst (NGC 7714) hasta Sy1 (NGC 4151), la cual parece conteneraquellos objetos con actividad tanto de AGN como de formacion estelar; y otra quese extiende diagonalmente desde el nucleo obscurecido NGC4418, hasta el conjunto delas galaxias starburst (M82), la cual parece mostrar estados intermedios entre nucleostotalmente oscurecidos y objetos con actividad estelar nuclear no oculta. Los objetosen esta diagonal estan delimitados por las lıneas de puntos salvo ARP 220. En el panelderecho, se presentan, para un conjunto de ULIRGs, las diferentes tipologıas de espec-tros; los tres superiores estan dominados por el continuo (tipo AGNs), los siguientessiete estan dominados por la emision de PAHs (tipo starburst), en los restantes un
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nucleo escondido asociado a una fuerte absorcion es el factor dominante.
Figura 1.7: Panel izquierdo: Diagrama de diagnostico del ancho equivalente de la emisionde PAH en 6.2 µm versus la intensidad del silicio en 9.7 µm. Cırculos llenos: ULIRGs eHyLIRGs, triangulos llenos: galaxias starburst, cuadrados llenos: galaxias Seyfert y QSOs,diamantes llenos: otras galaxias infrarrojas (Spoon et al. 2007). Panel derecho: EspectroSpitzer-IRS de baja resolucion de un conjunto de ULIRGs clasificadas como: dominio-AGN,dominio-starburst y nucleo escondido (Spoon et al. 2005).
La revision presentada hasta este punto deja planteados varios interrogantes: ¿Porque en algunos nucleos galacticos se presenta activa formacion estelar?, ¿Cual es laclave que conduce a que en las regiones nucleares de galaxias del universo local, lapresencia de AGNs es dominante, mınima o esta ausente?, ¿Cual es la conexion quepuede existir entre los procesos asociados al nucleo activo y la actividad de formacionestelar nuclear y circumnuclear (conexion AGN-starburst)? Sin lugar a dudas el analisisy discusion de estos interrogantes es una parte fundamental de la investigacion actualen galaxias; sin embargo, cabe aun otra pregunta en este contexto: ¿Existe algun tipode conexion evolutiva entre los diferentes grupos de galaxias? Taniguchi (2003) presentaun conjunto de alternativas que apuntan a la solucion de estos interrogantes, dos deellas seran objeto de revision en el presente trabajo: la primera, una secuencia evolutivaentre ULIRGs como precursores de los quasares en el universo local (Sanders et al. 1988)y una segunda en que las galaxias Tipo 2 (Sy2) se consideran como un posible pasointermedio entre ULIRGs-LIRGs y galaxias Tipo 1 (Sy1) (Heckman et al. 1989; Mouri& Taniguchi 2002). Un aspecto adicional a tener en cuenta es que si se toma el tiempode vida de un AGN tıpico (i.e., Seyfert) como 108 anos (Peterson, 1997), entoncesgalaxias con un nucleo galactico normal (NGNs), podran ser impulsadas a evolucionarhacia AGNs, pasando por una etapa intermedia de nucleos galacticos starburst (SNGs),para finalmente volver a un nucleo normal en una escala de tiempo del orden de 109
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anos, por lo tanto, la presencia de SNGs, podra ser un eslabon en el camino AGN-NGNs(Taniguchi, 2003).
1.6. Motivacion y Preguntas
Con base en la descripcion de constituyentes, variables e indicadores ya establecidosen los textos anteriores, se establece la tesis central del presente trabajo: cuantificar elcontenido de formacion estelar en galaxias activas y cruzar estas estimaciones con indi-cadores robustos de la actividad nuclear asociados a la fuente central; en esta direccion,los cocientes entre lıneas, los cocientes de bandas del continuo y la construccion de nue-vos diagramas de diagnostico, seran herramientas fundamentales en la cuantificaciony discriminacion de la emision observada de estos objetos. De otra parte, ¿Es posiblecon base en los datos observacionales mas recientes y recopilados para este trabajo,visualizar un escenario evolutivo entre galaxias tipo starburst-ULIRGs y los nucleosactivos? ¿En cual o cuales de los escenarios de Taniguchi (2003) se estara presentandodicha secuencia evolutiva?
Para dar respuesta a la tesis y preguntas planteadas, se desarrollaran las siguientestareas:
1. con el fin de asignar la emision del continuo a la fuente nuclear o a la actividadestelar, se utilizaran las observaciones fotometricas recopiladas de la literatura ypresentadas en el capıtulo 2 para buscar correlaciones entre los flujos en 0.6 µm,0.8 µm, 1.1 µm, 1.6 µm, 2.1 µm, 3.5 µm, 10 µm, IRAS (12 µm, 25 µm, 60 µmy 100 µm), 1.4 GHz, 2-10keV y 0.2-2.0keV, que den respuesta a la tesis centralplanteada.
2. de igual manera, tomando las observaciones de las lıneas presentadas en ese mismocapıtulo, se analizara un conjunto de posibles correlaciones entre la emision delas diferentes bandas de PAH, en particular las emisiones en 3.3 µm y 7.7 µm,con las lıneas de alta ionizacion de [O IV], las de baja ionizacion [Ne III] y [NeII], la emision molecular de CO J=1-0 (λ = 2.6008 mm) y la emision en el MIR,asociadas a recientes procesos de formacion estelar, ası como a la actividad delAGN.
3. se estudiara tambien el aporte del continuo en rayos X y radio en 1.4 GHz anuevos indicadores que involucran algunas de las observaciones analizadas en losdos items anteriores, con el fin de encontrar elementos adicionales que caractericena las fuentes.
4. usando los cocientes, parametros y diagramas de diagnostico construidos, se ana-lizara la existencia de un posible escenario evolutivo entre los diferentes objetos
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y se contrastara esta hipotesis con los mas recientes aportes encontrados en laliteratura.
Este documento se estructura de la siguiente manera: en el capıtulo 2 se presenta laseleccion de la muestra y los criterios de completez y de apertura; el analisis de losdatos y la construccion de indicadores y de diagramas de diagnostico se presentan en elcapıtulo 3; en el capıtulo 4 se presenta el estudio de dos parametros asociados al trabajo:la determinacion de las dimensiones de la region de lıneas anchas y la tasa de fomacionestelar; las implicaciones de los resultados encontrados dentro del escenario evolutivopropuesto se desarrollan en el capıtulo 5; finalmente, las conclusiones y perspectivas seconsignan en el capıtulo 6.
Capıtulo 2
SELECCION DE LA MUESTRA
El origen de las observaciones que se van a utilizar en esta tesis proviene de trabajosllevados a cabo por diferentes grupos o personas que a la vez hicieron uso de instru-mentos con variadas caracterısticas. Todos estos trabajos hicieron sus analisis dentrodel marco de sus propias detecciones, gracias a la disponibilidad de tiempo que obtu-vieron en diferentes instrumentos. En este sentido, y aprovechando la enorme cantidadde informacion recolectada por los satelites IRAS, ISO, Spitzer y Chandra, entre otros,sobre los tipos de objectos caracterizados en el capıtulo 1 (AGNs, starburst y LIRGs-ULIRGs), se decidio acudir a la astronomıa de archivo (Archival Astronomy) para lapresente investigacion. Teniendo en cuenta que los trabajos previos que envuelven ungran numero de objetos (Brandl et al. 2006, Yong et al. 2007, Imanishi et al. 2007,entre otros) no presentan comparaciones directas entre sus datos con los recolectadosen otros trabajos, nuevas interpretaciones sobre la naturaleza de las fuentes y relacionesentre los diferentes objetos con actividad nuclear y formacion estelar son posibles. Ası,tomando como escala de tiempo la correspondiente a los ultimos 10 anos, se llevo aca-bo una busqueda de observaciones en varios rangos del espectro electromagnetico deAGNs, galaxias starburst y galaxias luminosas en IR, correlacionando los diferentescatalogos con el fin de construir una lista con el mayor numero posible de objetos quepresentaran informacion simultanea en las regiones espectrales de interes. Esta recopi-lacion tiene la ventaja de comparar objetos que presentan diferentes particularidadesen su espectro de emision; sin embargo, en este punto, es fundamental establecer loscriterios que den validez a la seleccion de la muestra y que, por ende, brinden soportea los resultados que se deriven de este estudio.
En el presente capıtulo se van presentar los criterios asociados a la fuente y tipo deinstrumentacion utilizada en la recoleccion de observaciones, ası como un analisis delos errores asociados a la seleccion de los objetos y a los efectos de apertura. La baserecopilada cuenta con un total de 363 galaxias agrupadas en la tabla (8.1), allı se hanseparado por sus tipologıas, se han incluido las medidas extraıdas de las observaciones
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en las diferentes bandas, las fuentes de donde se obtuvieron y las estimaciones dealgunas cantidades.
2.1. Regiones en energıa
A la hora de abordar el conjunto de observables que particularmente resultan ser muyrelevantes en la emision de AGNs y galaxias infrarrojas, el rango del emision en elinfrarrojo es fundamental, en particular por el hecho de disponer en la actualidad deobservatorios satelitales especialmente disenados para cubrir esta zona del espectro.
La emision en el UV/optico proveniente de la region central de las galaxias es repro-cesada por el polvo contribuyendo al NIR (por encima de 2 µm) y, principalmente, alcontinuo en el MIR (7-26 µm), constituyendo el denominado exceso del infrarrojo enAGNs (IR bump, figura 2.1) (Ramos Almeida 2009). A medida que se avanza haciaregiones del IR mas largas (λ > 26µm), la emision del polvo frıo, calentado por estre-llas, juega el papel dominante en el espectro observado. De otra parte, y tal como seobserva tambien en la figura 2.1, la emision en UV, conocida como el exceso en el azul(big blue bump), la emision en el optico y en los rayos X, resultan ser muy relevantesa la hora de caracterizar el continuo emitido por las fuentes.
Figura 2.1: Diagramas espectrales de energıa para tres tipos de AGNs. En el grafico seobservan algunos de los rangos de energıa en los cuales la emision presenta un exceso en laemision al compararse con otras regiones del espectro (tomada de Koratkar & Blaes, 1999).
Con base en la definicion de los rangos de observables a explorar, se recolectaron losflujos fotometricos y se estimaron las luminosidades para las siguientes regiones del
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continuo: rayos X duros (2-10 keV) (incluyendo rayos X duros corregidos por absorcion),UV (0.3663 µm), optico (5100 A), banda J (1.26 µm), banda H (1.60 µm), banda K(2.22 µm), banda L (3.5 µm), infrarrojo medio (MIR) (5-6.75 µm), IRAS: 12, 25, 60,100 µm y radio (1.4 GHz). A esta base se adicionaron las observaciones espectroscopicasobtenidas de los Hidrocarburos Aromaticos Policıclicos en 3.3 µm y 7.7 µm, ademas delas emisiones de lıneas de alta ionizacion [O IV] (25,89 µm) y baja ionizacion [Ne III](15,56 µm) y [Ne II] (12,81 µm), y la emision de la banda de CO J=1-0 (2.6008 mm).
2.2. Catalogos y fuentes
Una gran parte de los datos se ha seleccionado de tres grandes catalogos asociados aobservaciones satelitales o a telescopios terrestres. En primer lugar se encuentran lasobservaciones en el infrarrojo depositadas en los catalogos CfA (Huchra & Burg 1992)y 12 µm (Rush et al. 1993), y las observaciones en el infrarrojo medio e infrarrojo lejanode los flujos en el continuo en 12, 25, 60 y 100 µm, provenientes del satelite astronomicoinfrarrojo IRAS (Neugebauer et al. 1984, Soifer et al. 1989, Moshir et al. 1990 y Sanderset al. 2003). En segundo lugar estan las observaciones de las lıneas de alta ionizacion,[O IV], y baja ionizacion, [Ne III] y [Ne II], (Melendez et al. 2008) y las observacionesde PAHs (Yong et al. 2007, Brandl et al. 2006, Imanishi et al. 2007), llevadas a cabo conel espectrografo infrarrojo (IRS) de Spitzer y complementadas, estas ultimas, con lasobservaciones de Clavel et al. (2000), haciendo uso de las camaras ISOCAM (CAM) &ISOPHOT (PHT), del obervatorio espacial infrarrojo (ISO). En tercer lugar, se tiene elconjunto completo de observaciones en 1.4 GHz, de la prospeccion del NRAO VLA SkySurvey (Condon et al. 1998). Complementando estos tres grandes conjuntos de datos setienen otros con menor numero de observaciones. El primero corresponde a la emisionen rayos X duros, en 2-10 keV, cuyos datos, se presentan con sus fuentes en la tabla 8.1.El segundo, las observaciones en 5100 A (Kaspi et al. 2000, 2005) y las observacionesen UV (de Vaucouleurs, et al. 1991). Finalmente, se tienen las observaciones de COJ=1-0 (Evans et al. 2005, Gao & Solomon. 2004, 1999, Yao et al. 2003, Gondhalekaret al. 1998, Solomon et al. 1997, Sanders et al. 1991).
En terminos de tipologıa, la muestra esta compuesta por 14 galaxias LIRGs toma-das de Imanishi & Dudley, 2000 e Imanishi 2006; 41 galaxias Seyfert 1 y 56 gala-xias Seyfert 2 publicadas por Imanishi (2003), Imanishi & Wada (2004), Rodrıguez-Ardila & Viegas (2003) y Clavel et al. (2000); 24 ULIRGs-LINER, 12 ULIRGs-HII, 7ULIRGs-Sy1 y 7 ULIRGs-Sy2, publicadas en los trabajos de Imanishi (2006) e Ima-nishi et al. (2007), 20 galaxias starburst publicadas por Brandl et al. (2006), y fi-nalmente 108 PG, 93 3CR quasares y QSOs tomados de los trabajos de Schweitzeret al. (2006) y Yong et al. (2007). Se ha complementado la informacion para to-do el conjunto de galaxias de la base con datos encontrados en Kaspi et al. (2000,2005), Peng et al. (2006), Panessa (2006) y referencias incluidas. En las bandas fo-
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tometricas del infrarrojo se hizo uso de las bases Nasa/Ipac Extragalactic Database-NED- (http://nedwww.ipac.caltech.edu/), Simbad-VizieR database (http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR) y 2MASS (http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/2MASS/IM/interactive.html).
Para un subconjunto de galaxias se tuvieron en cuenta estimaciones con lımite superiorpara algunas de las lıneas atomicas y moleculares y para algunas bandas del continuo.Estas estimaciones se mantuvieron separadas del conjunto total (Tabla 8.1), estandosolo incluidas en las determinaciones y calculos numericos realizados, para los casos enque se especifico su inclusion.
2.3. Distribucion de la muestra total por corrimien-
to al rojo
En el panel superior de la figura 2.2 se presenta la distribucion de frecuencia de to-da la muestra. El objeto mas cercano corresponde a la LIRG NGC253 con un valorde z=0.000811, mientras que, sobrepasando un z = 1, se encuentran las radio fuen-tes 3C318 (z=1.575), 3C298 (z=1.43732), 3C65 (z=1.176), 3C235 (z=1.135) y 3C356(z=1.079) y los quasares PG1634+706 (z=1.334) y PG0946+301 (z=1.22142). En elpanel inferior de la figura 2.2 se presenta la estimacion de la luminosidad en el infra-rrojo lejano (ecuacion 1.2) en terminos del corrimiento al rojo para la muestra total deobjetos. La distribucion de la muestra sobre el diagrama permite decir que se presentamayor luminosidad en el infrarrojo lejano para objetos con valores mas altos de z; sinembargo, al comparar los diferentes tipos de galaxias, se encuentra que a lo largo de losdiferentes valores de z, las galaxias starburst, ası como las luminosas y ultraluminosas,son las que presentan mayor emision en el infrarrojo lejano, en comparacion con lasSeyfert 1, las Seyfert 2, los quasares y las radiogalaxias. La muestra de AGNs selec-cionada para el presente proyecto esta constituida de objetos del universo local, con laexcepcion de siete AGNs con valores de z > 1.
En la determinacion de distancias se usa la expresion asociada al corrimiento al rojo
d =cz
H0
, (2.1)
en donde c = 3 × 108 m s−1 y H0= 75 km s−1 Mpc−1. Con el fin de introducir losefectos asociados al parametro de expansion, es decir, al cambio de tamano del universo,enmarcados dentro de la metrica de Robertson-Walker y para aquellas galaxias conz >0.01, se hace necesario introducir la distancia propia (dp) como aquella separacionreal (medida con barras fijas) entre dos galaxias, en un tiempo cosmologico fijo, definida
45
por Peterson, (1997) como:
dp =2c
H0
[1− 1
(1 + z)1/2
]. (2.2)
30
25
20
15
10
5
Núm
ero
de O
bjet
os
-3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0log(z)
47
46
45
44
43
log[
L(FI
R)]
0.001 0.01 0.1 1
z
Type 1 Quasar PGType 1 Quasar 3CRType 1 SeyfertType 2 SeyfertType ULIRG-Sy1Type ULIRG-Sy2Type ULIRG-HIIType ULIRG-LinerLINERType StarburstType LIRG
NGC 7314
Figura 2.2: Panel superior: Histograma de frecuencias de los valores del logaritmo delcorrimiento al rojo del conjunto completo de galaxias. Panel inferior: Luminosidad (ergs−1) en el infrarrojo lejano en funcion del corrimiento al rojo para las 389 galaxias de la baseseleccionada. La muestra presenta un corrimiento al rojo z entre 0.000811 para la LIRG NGC253 y 1.575, para la radio fuente 3C318.
2.4. Homogeneidad y completes de la muestra
La seleccion de la muestra tuvo, como conjunto inicial, las observaciones fotometricasen el optico y en el infrarrojo de 25 galaxias Seyfert 1-1.5 y 33 galaxias Seyfert 1.8-2
46
(Alonso-Herrero et al. 2003), provenientes del catalogo conocido por su tıtulo en ingles“Center for Astrophysics (CfA) Redshift Survey”(Huchra & Burg 1992). Esta base fuecomplementada con las observaciones de la emision de PAH en 3.3 µm, presentadasen los trabajos de Imanishi (2003) e Imanishi & Wada (2004), con la inclusion de unconjunto adicional de 13 galaxias Seyfert 1 y 19 galaxias Seyfert 2 de la muestra CfAen 12 µm (Rush et al. 1993) y con las observaciones en las bandas J, H y K del catalogo2MASS (Two Micron All Sky Survey, 2003).
Esta muestra se amplio posteriormente a un conjunto de 363 objetos (tabla 8.1). Comose visualiza en esta tabla, las observaciones de los nucleos activos, ası como las galaxiasluminosas en el infrarrojo y las galaxias starburst, estan asociadas a objetos con unamplio rango de luminosidades en diferentes rangos del espectro; adicionalmente, enalgunas de las bandas seleccionadas no se encuentran observaciones. Un primer aspectoque califica a la muestra es que esta no es homogenea en objetos, ni isotropica en laemision de las diferentes bandas; en segundo lugar, la completez de la base seleccionadaesta limitada por el uso de diferentes catalogos para la extraccion de la informacion. Eneste contexto, los resultados derivados de este trabajo estan supeditados a la muestrautilizada para cada estimacion. En los analisis que se van a presentar en los capıtulossiguientes, se ha tomado en consideracion la construccion de una muestra de datossuficientemente amplia en los diferentes casos, con el fin de dar mayor sustento a losresultados estadısticos obtenidos, ası como a las interpretaciones fısicas sugeridas.
2.5. Criterio de apertura
La muestra de datos que se recopilo proviene de observaciones tomadas con instrumen-tos de diferente apertura. En el caso del continuo entre 0.6 y 16 µm se utilizan los datosde la muestra extendida (CfA) tomados del observatorio espacial infrarrojo (ISO) y pu-blicados por Alonso-Herrero, et al. (2003). En el infrarrojo medio se tomaron los datosde la muestra extendida en 12 µm (Rush et al. 1993) con base en las observacionesdel satelite astronomico infrarrojo (IRAS). Estas observaciones fueron realizadas conaperturas que van desde 30” en 12 µm, hasta 2’ en 100 µm. En radio, el conjunto deobservaciones en 1.4 GHz presenta una resolucion angular en el ancho total a la mitadde la altura de 45”(Condon et al. 1998).
Los flujos y anchos equivalentes de PAH en 3.3 µm provienen de las observacionesllevadas a cabo con el espectrografo IRTF SpeX usando una rejilla de 0.8”de ancho. Laresolucion espectral1 de la muestra en 3.5 µm es de R ∼ 450. Las medidas de PAH en7.7 µm provienen de observaciones del satelite Spitzer y fueron publicadas por Brandl
1La resolucion espectral (R) de un espectrografo es una medida del poder de distincion de lascaracterısticas presentes en el espectro electromagnetico. Esta cantidad se define como R = λ/∆λ, endonde ∆λ corresponde a la mas pequena diferencia en longitud de onda que se puede distinguir a unλ dado.
47
Tabla 2.1: Valores de los flujos observados en 28 objetos de la muestra a diferentes corri-mientos al rojo, extraıdos de las mediciones del continuo en 12 µm tomadas por Spitzer ypor IRAS. En las dos ultimas columnas, segun las imagenes en el optico y en las bandas delinfrarrojo cercano, se presenta una descripcion de la region emisora dominante, PaG: granparte de la galaxia, G: toda galaxia, A: galaxia mas un acompanante y -: sin imagen.
F(12µm) mJy F(12µm) mJyObjeto z Spitzer IRAS TI-optico TI-Bandas J,H,K
3C272.1 0.003 20 165 PaG PaG3C270 0.007 30 180 PaG PaG3C84 0.017 1000 1070 PaG PaGPG0003+199 0.026 210 302 G GPG1534+580 0.029 100 99 A APG1535+547 0.038 65 108 G -PG1022+519 0.044 30 93 G -PG1119+120 0.05 130 119 G GPG1126-041 0.06 140 140 G GPG0050+124 0.061 570 512 A APG2130+099 0.062 220 186 G -PG1229+204 0.063 75 105 G GPG0844+349 0.064 65 126 G GPG1448+273 0.065 70 70 G GPG1440+356 0.079 110 121 G -PG1426+015 0.086 140 133 G GPG1351+640 0.088 200 142 G -PG0007+106 0.089 90 99 G GPG1411+442 0.089 115 115 G -PG1415+451 0.113 45 80 G -PG1552+085 0.119 27 105 A -PG1613+658 0.129 135 87 G GPG1001+054 0.16 30 31 G -PG0157+001 0.163 180 123 G GPG1202+281 0.1653 56 98 A -3C249.1 0.311 46 17 G -PG1049-005 0.359 90 92 G -PG2112+059 0.466 90 71 G -
et al. (2006), Imanishi et al. (2007), Yong et al. (2007); estas observaciones utilizanlos modulos de Spitzer de longitud de onda corta (SL) y larga (LL) en baja resolucion(R∼100), modulos que poseen rejillas con anchos de ∼ 3.7” y 10.5” respectivamentey que corresponden a tamanos entre 2-12 kpc y 10-34 kpc. Un conjunto adicional deobservaciones en 3.3 µm para galaxias LIRGS (Imanishi 2006) y 7.7 µm para galaxiasSeyfert 1 y Seyfert 2 (Clavel et al. 2000) fueron llevadas a cabo usando el satelite ISOcon una apertura de (24”× 24”). Debido a que no todas las fuentes son puntuales, enprincipio, los flujos se deben corregir por efectos de apertura. Los efectos de aperturasurgen tambien por la dependencia de anchura de la funcion de dispersion de punto(PSF)2 con la longitud de onda. Este efecto resulta importante en fuentes extendidas,en donde las regiones centrales presentan un mayor muestreo en detrimento de lasregiones extendidas.
2La funcion de dispersion de punto (PSF) describe la respuesta de un sistema detector de imagenesa una fuente puntual. En muchos contextos la PSF puede ser descrita como la mancha ampliada enuna imagen que representa un objeto.
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En la tabla 2.1, las columnas 3 y 4 muestran los flujos asociados al continuo en 12 µm,detectada por Spitzer (apertura de 3.7”) y al continuo en 12 µm recolectado por IRAS(apertura de 30”) mientras que en las columnas 5 y 6, se presenta una descripcionde la region emisora dominante. Los objetos se han organizado por su corrimiento alrojo de manera ascendente. Para los tres primeros objetos los valores muestran que laemision de IRAS es mayor, de acuerdo con la mayor apertura del instrumento, peroigualmente estan cualificadas como pertenecientes al grupo: “Gran parte de la galaxia(PaG)”; para estos tres casos parte de la emision de la galaxia huesped no es detectadapor la rendija del Spitzer; en los restantes toda la emision de la galaxia es detectada.En terminos de distancia, el objeto PG0003+199 (Mkn 335) presenta un z=0.026,valor que se convierte en una distancia de referencia debido a que, para objetos masdistantes, las observaciones en el continuo obtenidas por un instrumento con mayorapertura como IRAS son equivalentes a las medidas por Spitzer. Sin embargo, hay quetener presente que para algunas galaxias, la emision detectada con aperturas mayorescomo las de IRAS e ISO pueden contener parte de emision proveniente de algun objetoen la vecindad.
Con el fin de ampliar este criterio de apertura con analisis desarrollados en la literatura,en un trabajo de Horst et al. (2009), se presento un conjunto de imagenes de 25 AGNsdel Very Large Telescope (VLT-VISIR), ası como SEDs en la banda N (10 µm) de20 de ellos y comparan sus resultados con las observaciones hechas con Spitzer. Estetrabajo concluyo que para una resolucion espacial de 0.35”, 18 de los 20 objetos seobservan como fuentes puntuales. La muestra cubre objetos con corrimientos al rojo enun intervalo comprendido entre, 0.001825 (Cen A) < z < 0.0562 (3C445). En particular,NGC 7314 (figura 2.2), objeto que es comun en la muestra de Horst y en la recopiladapara esta tesis, muestra que ya para este z = 0,004763, el efecto de apertura no es unfactor dominante a la hora de validar los resultados de este trabajo de tesis.
Con base en los aspectos senalados en este capıtulo asociados a las fuentes de datosrecopiladas para este trabajo, se concluye que es posible plantear un conjunto de corre-laciones entre los diferentes observables y validar los resultados que de ellas se derivensin la necesidad de considerar la apertura como un parametro que introduzca un sesgoimportante en las observaciones.
Capıtulo 3
INDICADORES Y DIAGRAMASDE DIAGNOSTICO
En este capıtulo se desarrolla el analisis de los datos descritos en el capıtulo 2, en funcionde las preguntas planteadas, de los obejtivos especificos propuestos y del analisis de losdiagramas de diagnostico presentados en la seccion 1.5. En este sentido, para determinarsi la emision de nubes moleculares esta asociada al nucleo activo o a formacion estelar,el camino propuesto es proponer e investigar nuevos diagramas de diagnostico basadosen cocientes de luminosidad que involucren regiones del continuo o de lıneas atomicas ymoleculares. Es aquı necesario senalar que la seleccion de los Hidrocarburos AromaticosPolicıclicos es fundamental para el desarrollo de este trabajo, ya que: i) los PAHs sontrazadores de actividad estelar (Imanishi 2003, Imanishi & Wada 2004, Peeters etal. 2004, Spoon et al. 2007, Maiolino 2007, Yong et al. 2007, Watabe et al. 2008,Farrah et al. 2008); ii) las observaciones, en particular de la emision en 7.7 µm, sonabundantes e incluyen las tomadas con el telescopio espacial Spitzer y con el sateliteinfrarrojo ISO. Adicionalmente, y como se conoce de la literatura citada, la excitacionde las diversas bandas de PAH obedecen a un mismo proceso fısico; por lo tanto, lasconclusiones obtenidas del estudio en 7.7 µm se pueden extender al comportamientogeneral de la molecula; iii) aunque se hara uso de las medidas de los flujos de lıneas,se prestara especial atencion a los valores del ancho equivalente, considerado este unindicador robusto de la intensidad de la actividad estelar (Farrah et al. 2009).
49
50
3.1. Las bandas de PAH y su relacion con el infra-
rrojo, la emision en radio y la emision en rayos
X suaves
La excitacion de los modos vibracionales de las moleculas de PAH conduce a la emisionen el infrarrojo cercano y medio en las bandas de 3.3 µm, 6.2 µm, 7.7 µm, 8.6 µm, 11.3µm, 14.2 µm y 17 µm. En un primer analisis se van a explorar las relaciones existentesentre algunas de estas bandas de PAH y las emisiones del continuo en 12 µm (IRAS)y 25 µm (IRAS), la emision de radio en 1.4 GHz y la emision en rayos X blandos.Para este analisis se recopilaron datos de Condon et al. (1998), Gezari (1999), Clavelet al. (2000), Pfefferkorn (2001), Rodrıguez-Ardila & Viegas (2003), Imanishi (2003),Imanishi & Wada (2004) y Brand et al. (2006). La muestra contiene un total de 77objetos tomados de la base general presentada en la tabla 8.1 y consiste de 22 galaxiasstarburst, 26 galaxias Seyfert 1 y 29 galaxias Seyfert 2 (tablas 3.1, 3.2 y 3.3).
Tabla 3.1: Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suavespara las galaxias starburst. En las tres ultimas columnas se presentan los anchos equivalentespara 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Brandl 2006).
EW EW EWstarburst L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(11.3µm) L(14.2µm) L(17µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz) 6.2µm 7.7µm 8.6µm
IC342 3.71E+40 8.04E+40 1.87E+40 4.65E+40 1.27E+39 2.46E+40 2.40E+42 5.68E+42 5.42E+34 497 581 168Mrk52 1.16E+41 2.32E+41 5.53E+40 1.11E+41 2.17E+39 7.15E+40 9.45E+42 1.41E+43 1.79E+37 619 467 126Mrk266 9.47E+41 1.48E+42 - 7.54E+41 1.28E+41 8.18E+41 - - - 535 552 151NGC0520 6.11E+41 1.52E+42 2.17E+41 6.13E+41 2.18E+40 3.18E+41 2.12E+43 3.71E+43 2.74E+38 563 528 126NGC0660 2.34E+41 4.95E+41 6.90E+40 1.76E+41 7.78E+39 1.13E+41 - - - 504 518 123NGC1097 1.70E+41 3.14E+41 7.63E+40 1.80E+41 4.05E+39 1.29E+41 1.55E+43 2.35E+43 1.20E+38 459 488 168NGC1222 2.71E+41 5.79E+41 9.86E+40 3.20E+41 9.99E+39 1.83E+41 - - - 624 606 130NGC1365 1.06E+41 2.44E+41 4.98E+40 1.76E+41 2.38E+40 2.14E+41 3.08E+43 5.10E+43 3.00E+38 111 213 45NGC2146 7.24E+41 1.90E+42 3.42E+41 7.01E+41 3.91E+40 4.43E+41 4.74E+43 6.75E+43 2.55E+38 545 643 175NGC2623 1.31E+42 2.87E+42 5.45E+41 9.17E+41 7.17E+39 5.09E+41 5.25E+43 1.49E+44 8.79E+38 598 454 131NGC3256 1.20E+42 2.64E+42 4.54E+41 1.28E+42 1.06E+41 1.22E+42 1.21E+44 2.78E+44 - 603 533 123NGC3310 1.57E+41 2.52E+41 5.44E+40 1.40E+41 3.28E+39 5.07E+40 1.46E+43 2.61E+43 1.07E+38 789 591 178NGC3556 2.82E+40 6.75E+40 1.18E+40 3.51E+40 1.39E+39 1.94E+40 - - - 502 523 135NGC3628 8.91E+40 2.36E+41 1.90E+40 4.95E+40 2.99E+39 4.13E+40 - - - 500 588 95NGC4088 2.51E+40 5.24E+40 1.10E+40 2.73E+40 1.07E+39 2.08E+40 2.68E+42 2.91E+42 - 496 483 130NGC4194 1.38E+42 2.85E+42 5.95E+41 1.23E+42 4.86E+40 6.02E+41 4.16E+43 1.02E+44 1.88E+38 529 578 165NGC4676 1.11E+42 2.27E+42 4.65E+41 1.03E+42 4.23E+40 5.50E+41 - - - 610 551 192NGC4818 4.29E+40 1.01E+41 1.95E+40 4.64E+40 5.29E+38 2.57E+40 2.25E+42 4.92E+42 1.54E+37 459 555 123NGC4945 2.21E+40 7.35E+40 2.37E+38 6.46E+39 9.10E+38 9.77E+39 - - - 432 490 3NGC7252 1.10E+42 2.36E+42 5.59E+41 1.56E+42 2.11E+40 7.12E+41 5.03E+43 2.88E+43 1.68E+38 585 549 176NGC7714 4.66E+41 9.81E+41 1.85E+41 4.87E+41 6.98E+39 1.83E+41 - - - 601 642 135NGC1614 6.12E+42 1.16E+43 2.35E+42 4.58E+42 - 2.39E+42 - - - 561 514 138
Luminosidades en ergs s−1. Anchos equivalentes (EW) en nm.
La tabla 3.4 presenta, para la muestra de galaxias starburst, la matriz de correlacionesentre las diferentes bandas de PAH, y entre estas con la luminosidad en 12 µm, en25 µm y con la emision de radio en 1.4 GHz. Se observa, en primer lugar, que losındices de correlacion de las emisiones de PAH reflejan la intensa formacion estelar(Peeters, et al. 2004) como fuente comun de excitacion, lo que es un aspecto intrınsecode este tipo de galaxias; y en segundo lugar, que las bandas presentan correlacioncon la emision en el infrarrojo medio, lo que sugiere que la excitacion de los PAHsesta vinculada con los procesos de calentamiento del polvo circundante. De otra parte,los ındices de correlacion entre las bandas de PAH y la emision en radio mostrados en
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Tabla 3.2: Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suavespara las galaxias Seyfert 1. En las tres ultimas columnas se presentan los anchos equivalentespara 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Clavel et al. 2000).
EW EW EWSeyfert 1 L(3.3µm) L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz) L(0.2-2.4keV) 6.2µm 7.7µm 8.6µm
Mrk335 5.73E+41 1.38E+42 2.29E+42 8.92E+41 9.61E+43 5.77E+43 1.30E+38 1.20E+43 86 225 104Fairall9 1.27E+42 4.30E+42 1.36E+43 1.69E+42 - - - 5.08E+43 101 410 45NGC1566 2.94E+41 1.78E+41 5.09E+41 1.25E+41 1.00E+43 7.05E+42 - - 423 1695 425Ark120 2.19E+42 2.53E+42 5.40E+42 1.16E+42 1.63E+44 1.01E+44 3.53E+38 5.61E+43 139 377 108NGC4051 4.46E+39 1.30E+40 6.49E+40 1.95E+40 2.23E+42 1.99E+42 1.38E+37 6.54E+40 70 428 136NGC4593 1.03E+41 1.27E+41 4.88E+41 1.39E+41 1.33E+43 1.51E+43 9.55E+36 5.73E+42 53 338 104IRAS12495-1308 3.56E+41 2.66E+41 6.93E+41 3.05E+41 1.75E+43 1.82E+43 8.03E+37 - 289 760 357MCG-6-30-15 6.78E+40 9.54E+39 1.69E+41 1.84E+41 1.09E+43 1.12E+43 1.07E+38 5.13E+42 12 120 157IC4329A 2.40E+41 4.38E+42 8.47E+42 2.16E+42 1.33E+44 1.31E+44 - 7.73E+43 313 714 204Mrk279 3.32E+41 9.05E+40 1.35E+42 3.11E+41 9.10E+43 7.09E+43 5.77E+38 3.01E+43 6 135 36Mrk841 9.50E+41 1.77E+42 5.92E+42 2.17E+42 1.22E+44 1.44E+44 - 4.12E+43 137 627 262NGC5940 5.05E+41 3.08E+42 6.81E+42 2.37E+42 9.20E+43 2.96E+43 2.78E+38 - 796 2008 6743C382 2.54E+42 3.74E+42 5.57E+42 7.57E+41 1.14E+44 7.31E+43 - - 156 297 573C390.3 1.01E+42 2.89E+41 3.98E+42 3.09E+42 1.93E+44 2.08E+44 - 1.37E+44 27 223 267ESO141-G55 3.47E+40 1.79E+42 4.06E+42 3.23E+42 1.50E+44 1.05E+44 - 6.69E+43 91 265 257Mrk509 3.76E+41 1.41E+42 4.10E+42 1.21E+42 1.79E+44 1.91E+44 5.90E+38 9.75E+43 55 206 75Ark564 1.83E+41 4.72E+41 1.47E+42 2.18E+41 8.72E+43 7.91E+43 4.67E+38 1.74E+43 69 260 37NGC526a 4.25E+41 1.57E+42 1.81E+42 6.21E+41 4.97E+43 3.76E+43 1.28E+38 2.44E+43 322 507 197Mrk590 2.13E+42 1.48E+42 4.94E+42 1.35E+42 6.40E+43 3.53E+43 3.02E+38 6.67E+42 139 555 153MCG 8-11-11 4.80E+41 5.45E+41 2.74E+42 8.14E+41 1.28E+44 1.88E+44 2.76E+39 - 37 289 94NGC3227 8.70E+40 1.23E+41 4.57E+41 1.27E+41 4.75E+42 6.02E+42 3.89E+37 2.32E+41 331 1581 448NGC3516 3.36E+41 2.15E+41 3.53E+41 8.39E+40 1.59E+43 1.60E+43 6.55E+37 1.10E+43 70 161 46Mrk766 3.56E+41 1.53E+41 9.32E+41 2.02E+41 3.09E+43 4.99E+43 1.71E+38 5.10E+42 32 285 45NGC5548 4.30E+41 1.97E+41 2.27E+42 6.80E+41 5.66E+43 5.21E+43 2.23E+38 3.00E+43 26 425 99Mrk817 7.14E+41 2.75E+42 6.75E+42 1.68E+42 1.59E+44 2.68E+44 2.97E+38 - 171 542 146NGC7603 5.36E+41 2.67E+42 7.09E+42 1.95E+42 6.59E+43 4.83E+43 5.70E+38 - 229 788 241
Luminosidades en ergs s−1. Anchos equivalentes (EW) en nm.
Tabla 3.3: Luminosidades en las bandas de PAH, infrarrojo medio, radio y rayos X suavespara las galaxias Seyfert 2. En las tres ultimas columnas se presentan los anchos equivalentespara 6.2, 7.7 y 8.6 µm de PAH (Clavel et al. 2000).
EW EW EWSeyfert 2 L(3.3µm) L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz) L(0.2-2.4keV) 6.2µm 7.7µm 8.6µm
Mrk334 2.40E+41 2.62E+42 8.39E+42 2.44E+42 5.21E+43 1.16E+44 3.60E+38 - 525 2063 615Z1335.5+3925 3.40E+41 6.29E+41 2.83E+42 9.20E+41 - - 6.92E+37 - 432 2413 835IRAS22377+0747 3.67E+41 6.22E+41 1.97E+42 7.47E+41 6.06E+43 4.93E+43 2.52E+38 - 201 906 377NGC4579 2.53E+41 7.24E+40 2.33E+41 4.70E+40 4.29E+42 2.24E+42 6.66E+37 1.90E+41 230 945 254NGC5033 5.83E+40 7.37E+40 2.76E+41 6.38E+40 3.85E+42 2.25E+42 2.77E+37 4.68E+40 497 2394 571NGC5273 4.03E+39 1.70E+40 2.24E+40 1.09E+40 7.23E+41 8.39E+41 1.18E+36 1.62E+41 511 1028 619NGC5674 6.03E+41 1.53E+42 4.05E+42 1.92E+42 4.28E+43 4.01E+43 5.70E+38 - 1469 4654 2307NGC7314 3.93E+40 2.94E+40 1.11E+41 2.52E+40 2.91E+42 3.02E+42 1.88E+37 7.12E+41 205 1046 170NGC1097 1.45E+41 6.94E+41 2.75E+42 6.67E+41 1.71E+43 2.28E+43 1.20E+38 - 744 3612 897NGC1125 9.10E+40 3.26E+41 1.14E+42 2.66E+41 9.95E+42 2.28E+43 1.86E+38 - 551 2405 620NGC1241 4.86E+41 2.23E+41 1.30E+42 3.80E+41 - - - - 295 2084 612NGC1386 8.47E+39 3.47E+40 1.64E+41 3.77E+40 1.98E+42 2.75E+42 8.33E+36 3.37E+39 165 986 208NGC 1667 7.13E+41 1.57E+42 6.48E+42 1.74E+42 4.72E+43 3.58E+43 4.67E+38 4.41E+40 896 4683 1334IRAS05189-2524 2.44E+42 1.16E+43 4.79E+43 1.33E+43 6.32E+44 1.43E+45 1.40E+39 - 215 1104 355Mrk3 3.82E+41 2.24E+41 1.45E+42 3.87E+41 6.23E+43 1.22E+44 5.38E+39 2.06E+42 84 545 139A1058+45 5.16E+41 1.18E+42 4.83E+42 1.55E+42 - - 2.64E+38 - 650 3247 1132NGC3982 5.70E+40 6.67E+40 2.87E+41 7.50E+40 3.32E+42 2.62E+42 2.07E+37 1.31E+39 418 2405 657NGC4388 8.81E+40 4.94E+41 2.24E+42 6.82E+41 3.38E+43 5.63E+43 2.27E+38 1.03E+42 284 1612 556NGC4507 2.14E+41 4.94E+41 9.94E+41 2.88E+41 3.05E+43 4.45E+43 2.47E+38 - 105 243 53Mrk266SW 1.77E+42 3.98E+42 1.63E+43 3.97E+42 8.42E+43 1.71E+44 2.58E+39 - 760 3545 843Mrk673 2.15E+42 4.40E+42 2.03E+43 5.30E+42 6.76E+43 9.86E+43 8.08E+38 - 811 4617 1319IC4397 2.11E+41 7.61E+41 2.68E+42 7.76E+41 1.59E+43 8.54E+42 6.81E+37 - 1702 7199 2275NGC5728 2.52E+41 6.96E+41 2.61E+42 5.11E+41 1.02E+43 1.77E+43 1.64E+38 - 1399 6064 1276NGC5929 1.23E+41 1.04E+41 3.27E+41 1.26E+41 1.42E+43 2.57E+43 2.01E+38 - 524 2855 1385NGC5953 1.16E+41 6.79E+41 2.78E+42 6.87E+41 1.10E+43 1.15E+43 1.05E+38 4.94E+38 1201 6442 1631ESO137-G34 1.66E+41 1.15E+41 6.47E+41 1.36E+41 1.16E+43 1.43E+43 - - 880 6350 1580Mrk507 1.22E+42 2.49E+42 1.22E+43 3.52E+42 7.94E+43 7.47E+43 4.02E+38 - 409 2417 745NGC7592 1.50E+41 4.72E+42 1.83E+43 4.67E+42 8.06E+43 1.23E+44 1.20E+39 - 872 4108 1111NGC7674 2.24E+42 5.34E+42 1.84E+43 5.61E+42 2.69E+44 3.65E+44 4.95E+39 1.12E+42 279 1099 390
Luminosidades en ergs s−1. Anchos equivalentes (EW) en nm.
52
la tabla, sugieren que esta ultima componente, asociada a posibles estados finales tiposupernova, no es importante.
Tabla 3.4: Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio, de lasgalaxias starburst.
Starburts L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(11.3µm) L(14.2µm) L(17µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz)
L(6.2µm) PAH 1.000L(7.7µm) PAH 0.994 1.000L(8.6µm) PAH 0.991 0.984 1.000L(11.3µm) PAH 0.930 0.923 0.961 1.000L(14.2µm) PAH 0.625 0.651 0.632 0.639 1.000L(17µm) PAH 0.936 0.941 0.963 0.980 0.712 1.000L(12µm) IRAS 0.864 0.881 0.885 0.849 0.667 0.925 1.000L(25µm) IRAS 0.797 0.797 0.744 0.558 0.473 0.650 0.776 1.000L(1.4Ghz) NRAO VLA 0.620 0.637 0.565 0.411 0.158 0.509 0.687 0.880 1.000
En la tabla 3.5 se presentan los resultados del analisis de correlacion para el conjunto degalaxias Seyfert 1, siguiendo las mismas variables del caso anterior pero introduciendoadicionalmente la luminosidad en 3.3 µm y la luminosidad en rayos X blandos (0.2-2.4keV). Los resultados muestran en primer lugar que la accion del nucleo activo, reflejadaen las observaciones en rayos X, no parece estar relacionada con las bandas de PAH,senalando ası que no es un factor importante en los mecanismos de excitacion de lamolecula. En segundo lugar, la inclusion de las medidas en 3.3 µm de Imanishi (2003),Rodrıguez-Ardila & Viegas (2003) e Imanishi & Wada (2004), disminuye los nivelesde correlacion. A pesar de ello, los ındices se mantienen por encima de 0.77, lo quepermite afirmar que, en estos objetos, la emision de PAH tambien esta asociada a laexcitacion por procesos de formacion estelar. Ahora, los ındices de correlacion entrelas bandas del PAH y el continuo en 12 µm y en 25 µm son menores, comparados conel caso de las starburst. Esta disminucion es un indicador de la accion dominante delAGN sobre el proceso de calentamiento de polvo. De otra parte, no se encuentra algunacorrelacion entre la emision en 1.4 GHz y las bandas de PAH, indicando que la primeraesta vinculada estrechamente al nucleo activo y no a la formacion estelar. Finalmente,la correlacion encontrada entre la emision en rayos X y radio esta de acuerdo con losresultados presentados por Zuther et al. (2008), en donde concluyen, para una muestrade AGNs, que la emision en radio esta estrechamente vinculada con los procesos queocurren en la vecindad del agujero negro supermasivo, justo en donde tiene su posibleorigen la emision de rayos X.
En la tabla 3.6 se presentan, con las mismas variables seleccionadas para las Seyfert1, los valores encontrados en el analisis de correlacion para las galaxias Seyfert 2. Losındices de correlacion entre las bandas de PAH superan el valor de 0.98, indicando quelos procesos de formacion estelar estan presentes, al igual que en el caso de las Seyfert1, pero que no se ven afectadas por la emision proveniente del nucleo activo. De otraparte, los ındices de correlacion entre las bandas de PAH y la emision en el infrarrojomedio (12 µm y 25 µm), presentan valores mayores a 0.92, senalando que la accionde la actividad estelar sobre el calentamiento del polvo en el MIR es la componentedominante. Por otro lado, los ındices de correlacion encontrados entre la emision en
53
Tabla 3.5: Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio, en lasgalaxias Seyfert 1.
Seyfert 1 L(3.3µm) L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz) L(0.2-2.4keV)
L(3.3µm) PAH 1.000L(6.2µm) PAH 0.774 1.000L(7.7µm) PAH 0.866 0.867 1.000L(8.6µm) PAH 0.775 0.849 0.957 1.000L(12) IRAS 0.496 0.736 0.808 0.762 1.000L(25) IRAS 0.242 0.530 0.650 0.625 0.928 1.000L(1.4Ghz)NRAO VLA 0.278 0.332 0.567 0.486 0.805 0.827 1.000L(0.2-2.4keV)ROSAT 0.246 0.550 0.637 0.618 0.876 0.936 0.718 1.000
Tabla 3.6: Matriz de correlaciones para las bandas de PAH, continuo en MIR y radio, en lasgalaxias Seyfert 2.
Seyfert 2 L(3.3µm) L(6.2µm) L(7.7µm) L(8.6µm) L(12µm) L(25µm) L(1.4GHz) L(0.2-2.4keV)
L(3.3µm) PAH 1.000L(6.2µm) PAH 0.980 1.000L(7.7µm) PAH 0.979 0.998 1.000L(8.6µm) PAH 0.981 0.999 0.998 1.000L(12) IRAS 0.977 0.966 0.963 0.971 1.000L(25) IRAS 0.943 0.923 0.919 0.929 0.990 1.000L(1.4Ghz)NRAO VLA 0.700 0.608 0.618 0.624 0.770 0.835 1.000L(0.2-2.4keV)ROSAT 0.354 0.269 0.285 0.297 0.481 0.582 0.827 1.000
Tabla 3.7: Matriz de correlaciones para los anchos equivalentes (EW en nm).
starburst EW(6.2µm) EW(7.7µm) EW(8.6µm)
EW(6.2µm) 1.000EW(7.7µm) 0.736 1.000EW(8.6µm) 0.741 0.887 1.000
Seyfert 1 EW(6.2µm) EW(7.7µm) EW(8.6µm)
EW(6.2µm) 1.000EW(7.7µm) 0.910 1.000EW(8.6µm) 0.944 0.971 1.000
Seyfert 2 EW(6.2µm) EW(7.7µm) EW(8.6µm)
EW(6.2µm) 1.000EW(7.7µm) 0.938 1.000EW(8.6µm) 0.975 0.902 1.000
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radio con las bandas de PAH (>0.6) para las Sy 2, son mejores que estos mismos ındicespara las Sy1, galaxias en las que los PAH estan expuestos a la intensa emision nuclear.Finalmente, al igual que para las Seyfert 1, se encontro una buena correlacion entre laemision en radio y la emision en rayos X blandos, sugiriendo este resultado que la radiofuente y la emision del disco de acrecion estan acopladas como en el caso de las Seyfert2. En este sentido las correlaciones entre los rayos X blandos y la emision de radiopara la base de galaxias Sy1 y Sy2 separadas en este analisis, reafirman los resultadosencontrados por Panessa & Giroletti (2008) quienes, para un conjunto de 47 galaxiasSeyfert, encontraron una correlacion entre la emision nuclear en rayos X duros (2-10keV) y la emision en radio observada en 2 cm, 6 cm y 20 cm.
La tabla 3.7 muestra la matriz de correlacion entre los anchos equivalentes de las ban-das de PAH en 6.2 µm, 7.7 µm y 8.6 µm, para las galaxias starburst, Seyfert 1 y Seyfert2. Los ındices de correlacion para las galaxias Sy1 y Sy2 presentan un valor superiora 0.9, mientras que para las starburst presentan valores entre 0.73 y 0.89; disminucionque puede ser facilmente explicada si se considera que es difıcil establecer correcta-mente el nivel de continuo en las regiones adyacentes a las bandas de PAH en estosobjetos. Este problema dificulta la medida del ancho equivalente y, consecuentemen-te, aumenta el error asociado, tal como se observa en los espectros intermedios (tipodominio-starburst) del panel derecho de la figura 1.7.
2 3 4 5 6 7 8100
2 3 4 5 6 7 81000
2 3 4 5 6 7
EW(7.7 µm-PAH)nm
68
0.1
2
4
68
1
2
4
F(25
µm
)/F(6
0 µ
m)
Tipo 1 PG-3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertULIRG LINER-HIIStarburst
Figura 3.1: Razon de flujos en 25 y 60 µm en funcion del ancho equivalente en 7.7 µm.
Tomando el ancho equivalente en 7.7 µm como indicador robusto de la intensidad dela actividad estelar y las observaciones de flujo en el infrarrojo, se construyo la tabla3.8. La figura 3.1 muestra la razon entre los flujos IRAS de 25 y 60 µm, en funcion delancho equivalente en 7.7 µm (Higuera, et al. 2009). La distribucion de los objetos enel diagrama es particularmente interesante porque, en primer lugar, permite separar lamuestra de galaxias ULIRGs y starburst del conjunto de nucleos activos; y en segundolugar, porque en estos ultimos se puede evidenciar una secuencia de distribucion delos AGNs trazada por la razon de los flujos en infrarrojo y por la actividad estelar
55
Tabla 3.8: Conjunto de observaciones para una parte de la muestra de Seyferts, ULIRGs,starburst y quasares. Los anchos equivalentes estan en nm y los flujos en erg cm−2s−1
starburst EW(7.7PAH) F(25µm) F(60µm) Quasares EW(7.7PAH) F(25µm) F(60µm)
IC342 581 4.14E-09 9.04E-09 PG0050+124 50 1.45E-10 1.12E-10Mrk52 552 1.26E-10 2.37E-10 PG0157+001 250 6.50E-11 1.11E-10Mrk266 467 1.28E-10 3.63E-10 PG0838+770 170 1.13E-11 8.55E-12NGC0520 528 3.86E-10 1.58E-09 PG0844+349 90 2.45E-11 8.15E-12NGC0660 518 8.76E-10 3.28E-09 PG0923+129 280 2.58E-11 2.95E-11NGC1097 488 8.76E-10 2.67E-09 PG1022+519 440 1.26E-11 7.65E-12NGC1222 606 2.74E-10 6.53E-10 PG1049-005 70 2.16E-11 9.55E-11NGC1365 213 1.71E-09 4.72E-09 PG1115+407 280 1.20E-11 7.00E-12NGC2146 643 2.26E-09 7.33E-09 PG1119+120 60 3.98E-11 2.32E-11NGC2623 454 2.17E-10 1.19E-09 PG1202+281 140 1.49E-11 5.50E-12NGC3256 533 1.88E-09 5.13E-09 PG1244+026 140 1.88E-11 1.36E-11NGC3310 591 6.38E-10 1.73E-09 PG1310-108 110 2.24E-11 7.70E-12NGC3556 523 5.03E-10 1.63E-09 PG1322+659 70 7.08E-12 4.45E-12NGC3628 588 5.82E-10 2.74E-09 PG1351+236 870 1.98E-11 1.50E-11NGC4088 483 4.14E-10 1.34E-09 PG1351+640 90 6.40E-11 3.65E-11NGC4194 578 5.41E-10 1.16E-09 PG1404+226 140 1.20E-11 7.70E-12NGC4676 551 3.96E-11 1.34E-10 PG1415+451 140 8.40E-12 5.60E-12NGC4818 555 5.28E-10 1.01E-09 PG1426+015 30 2.50E-11 1.18E-11NGC4945 490 5.08E-09 3.13E-08 PG1440+356 200 2.24E-11 2.85E-11NGC7252 549 5.16E-11 1.99E-10 PG1444+407 30 1.28E-11 5.85E-12NGC7714 642 3.46E-10 5.58E-10 PG1448+273 110 1.44E-11 5.85E-12NGC1614 514 9.00E-10 1.61E-09 PG1519+226 40 8.76E-12 5.60E-12
PG1534+580 50 2.18E-11 8.55E-12ULIRGs EW(7.7PAH) F(25µm) F(60µm) PG1535+547 20 1.42E-11 6.30E-12
PG1613+658 80 2.84E-11 2.99E-11IRAS00188-0856 305 4.44E-11 1.30E-10 PG2130+099 60 4.00E-11 2.65E-11IRAS03250+1606 740 1.80E-11 6.90E-11 3C293 620 1.26E-11 1.01E-11IRAS08572+3915 100 2.04E-10 3.72E-10 3C321 490 4.00E-11 4.93E-11IRAS09039+0503 625 1.44E-11 7.40E-11 3C330 290 3.60E-12 6.25E-12IRAS09116+0334 730 1.68E-11 5.45E-11IRAS09539+0857 405 1.80E-11 7.20E-11 Seyfert 1 EW(7.7PAH) F(25µm) F(60µm)IRAS10494+4424 715 1.92E-11 1.77E-10IRAS12112+0305 565 6.12E-11 4.25E-10 Mrk335 225 4.54E-11 1.72E-11Arp220 410 9.50E-10 5.17E-09 Fairall9 410 - -IRAS16468+5200 470 1.20E-11 5.05E-11 NGC1566 1695 1.46E-10 7.35E-10IRAS16487+5447 580 2.40E-11 1.44E-10 Ark120 377 4.92E-11 3.22E-11IRAS17028+5817 800 1.20E-11 1.22E-10 NGC4051 428 1.91E-10 3.57E-10IRAS17044+6720 165 4.32E-11 6.40E-11 NGC4593 338 9.71E-11 1.53E-10IRAS23327+2913 485 2.64E-11 1.05E-10 IRAS12495-1308 760 4.44E-11 5.80E-11IRAS10190+1322E 680 4.56E-11 1.67E-10 MCG-6-30-15 120 9.71E-11 5.45E-11IRAS11387+4116 680 1.68E-11 5.10E-11 IC4329A 714 2.65E-10 1.02E-10IRAS13509+0442 795 2.76E-11 7.80E-11 Mrk279 135 4.00E-11 6.30E-11IRAS13539+2920 755 1.44E-11 9.15E-11 Mrk841 627 5.68E-11 2.30E-11IRAS14060+2919 860 1.68E-11 8.05E-11 NGC5940 2008 1.34E-11 3.72E-11IRAS15206+3342 525 4.20E-11 8.85E-11 3C382 297 1.14E-11 5.25E-12IRAS15225+2350 290 2.16E-11 6.50E-11 3C390.3 223 3.44E-11 1.02E-11
ESO141-G55 265 4.22E-11 2.88E-11Seyfert 2 EW(7.7PAH) F(25µm) F(60µm) Mrk509 206 8.42E-11 6.80E-11
Ark564 260 6.78E-11 4.14E-11NGC 4579 945 4.55E-11 2.37E-10 NGC526a 507 5.39E-11 1.12E-11NGC 5033 2394 1.38E-10 6.90E-10 Mrk590 555 2.65E-11 2.45E-11NGC 5273 1028 3.48E-11 4.50E-11 MCG8-11-11 289 2.34E-10 1.51E-10NGC 5674 4654 3.37E-11 7.20E-11 NGC3227 1581 2.11E-10 3.92E-10NGC 7314 1046 6.95E-11 1.87E-10 NGC3516 161 1.07E-10 8.80E-11NGC 1097 3612 6.61E-10 2.23E-09 Mrk766 285 1.56E-10 2.02E-10NGC 1125 2405 9.97E-11 1.66E-10 NGC5548 425 9.23E-11 5.35E-11NGC 1386 986 1.72E-10 2.70E-10 Mrk817 542 1.42E-10 1.06E-10NGC 1667 4683 8.12E-11 2.98E-10 NGC7603 788 2.89E-11 4.27E-11IRAS 05189-2524 1104 4.13E-10 6.85E-10Mrk 3 545 3.48E-10 1.89E-10NGC 3982 2405 1.00E-10 3.29E-10NGC 4388 1612 4.15E-10 5.10E-10NGC 4507 243 1.67E-10 2.16E-10Mrk 266 SW 3545 1.17E-10 3.67E-10Mrk 673 4617 3.86E-11 1.30E-10IC 4397 7199 2.05E-11 7.70E-11NGC 5728 6064 1.06E-10 4.08E-10NGC 5929 2855 1.94E-10 4.57E-10NGC 5953 6442 1.39E-10 5.00E-10ESO 137-G34 6350 8.92E-11 1.14E-10Mrk 507 2417 1.25E-11 2.73E-11NGC 7592 4108 1.08E-10 3.90E-10NGC 7674 1099 2.28E-10 2.80E-10Mrk 334 2063 1.26E-10 2.17E-10IRAS 22377+0747 906 4.13E-11 4.13E-11
Medidas de flujos en ergs cm−2 s−1. Anchos equivalentes (EW) en nm.
56
presentes; en esta secuencia, los quasares y galaxias Sy1 presentan un dominio de laemision en 25 µm, mientras que las Seyfert 2, la emision en 60 µm asociada a unacomponente estelar dominante en el calentamiento del polvo.
En resumen, los altos ındices de correlacion encontrados entre los PAHs y presentadosen las tablas 3.4, 3.5, 3.6 y 3.7, confirman que las bandas de PAH en 3.3 µm 7.7 µm y8.4 µm tienen un origen comun. Este resultado permite usar la emision en 7.7µm comotrazador no ambiguo de formacion estelar y, junto con las observaciones en el infrarrojomedio y lejano, explorar como son capaces de discriminar la muestra de galaxias porsu actividad estelar, aspecto que se va a ampliar en las siguientes secciones.
3.2. Relacion entre la luminosidad infrarroja media
y lejana
Tomando como referencia los resultados presentados en la seccion anterior, se amplio labusqueda de indicadores de la emision infrarroja que puedan revelar el origen de la mis-ma, sea esta asociada al nucleo activo o a la actividad estelar. En este sentido hay dosregiones del continuo, una en 6 µm y la otra en 12 µm1, que se incluyeron en el analisis.En el rango lejano del infrarrojo (FIR), el continuo en 60 µm y en 100 µm son aceptadascomo indicadores de actividad de formacion estelar; 60µm representa la componentede emision calida asociada a polvo en la vecindad de regiones de formacion de estre-llas jovenes (Netzer et al. 2007; Heisler & De Robertis 1999; Gonzalez Delgado et al.2001), mientras que la emision mas frıa en 100 µm esta asociada a polvo espacialmenteextendido, calentado por el campo de radiacion interestelar (Kennicutt 1998).
Teniendo en cuenta que las emisiones en el continuo en el infrarrojo cercano, medioy lejano representan diferentes estados de temperatura para las nubes moleculares, sedefinio el indicador L(M,F)2, siguiendo un criterio similar al adoptado por Murayamaet al. (2000),
L(M,F) ≡ L(6,1225 , 60
FIR) = log[L(6,12
25 )
L(60FIR)
], (3.1)
en donde M representa las emisiones en 6 µm, 12 µm y 25 µm, mientras que F representalas emisiones en 60 µm y FIR (60 µm + 100 µm); de tal forma que los cocientes entrelas luminosidades en las bandas ISO 6 µm, IRAS 12 µm y 25 µm, con respecto a laluminosidad en la banda IRAS 60, 100 µm, discriminan el calentamiento de las nubes
1Las observaciones en 6 µm y 12 µm pueden estar afectadas por la presencia de la banda de absor-cion asociada al hielo de agua en 6 µm y la banda de absorcion de silicatos en 10 µm, respectivamente.
2En el presente trabajo el sımbolo L(X,Y) hara referencia al logaritmo de la razon entre la lumi-nosidad X con respecto a la luminosidad Y.
57
moleculares por la emision del nucleo activo o por la presencia de actividad estelar.Los cocientes que se definieron son los siguientes:
L(6, 60) = log[ L(6 µm)
L(60 µm)
], (3.2)
L(12, 60) = log[L(12 µm)
L(60 µm)
], (3.3)
L(25, 60) = log[L(25 µm)
L(60 µm)
]. (3.4)
Tabla 3.9: Variables estadısticas para L(6 µm), L(12 µm), L(25 µm), L(60 µm), L(100 µm),L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60)
Tipo/L(6µm) Cantidad Mınimo Maximo Media Tipo/L(12µm) Cantidad Mınimo Maximo Media
Quasar (PG) 24 43.55 45.62 44.64 Quasar (PG) 88 42.97 46.83 44.86Quasar (3CR) - - - - Quasar (3CR) 44 41.99 46.92 44.63Sy1 19 42.02 44.47 43.59 Sy1 38 42.35 44.56 43.68Sy2 17 41.42 44.79 42.96 Sy2 53 41.86 44.79 43.48Starburst 20 39.59 43.53 42.44 Starburst 20 40.88 44.22 43.22ULIRG 4 43.98 45.15 44.61 ULIRG 52 43.87 45.82 44.86LIRG - - - - LIRG 9 42.88 45.55 44.35
Tipo/L(25µm) Cantidad Mınimo Maximo Media Tipo/L(60µm) Cantidad Mınimo Maximo Media
Quasar (PG) 88 43.53 47.70 44.72 Quasar (PG) 94 43.16 46.62 44.61Quasar (3CR) 44 41.74 47.06 44.49 Quasar (3CR) 44 41.63 46.63 44.31Sy1 38 42.30 44.55 43.67 Sy1 40 42.30 44.82 43.62Sy2 53 41.92 44.96 43.54 Sy2 56 42.04 44.79 43.75Starburst 20 40.92 44.64 43.40 Starburst 20 41.26 44.93 43.87ULIRG 52 44.41 45.72 44.93 ULIRG 52 45.11 45.79 45.45LIRG 14 43.17 45.61 44.47 LIRG 14 43.39 45.74 44.82
Tipo/L(100µm) Cantidad Mınimo Maximo Media Tipo/L(6, 60) Cantidad Mınimo Maximo Media
Quasar (PG) 91 43.34 46.54 44.53 Quasar (PG) 18 -1.01 0.72 0.045Quasar (3CR) 44 41.65 46.93 44.52 Quasar (3CR) - - - -Sy1 35 42.38 44.73 43.68 Sy1 18 -1.18 0.70 -0.10Sy2 54 42.05 44.73 43.77 Sy2 17 -1.73 0.06 -0.78Starburst 20 41.38 44.76 43.81 Starburst 20 -2.21 -0.82 -1.42ULIRG 52 44.93 45.70 45.29 ULIRG 4 -1.48 -0.58 -0.97LIRG 12 43.07 46.95 44.78 LIRG - - - -
Tipo/L(12, 60) Cantidad Mınimo Maximo Media Tipo/L(25, 60) Cantidad Mınimo Maximo Media
Quasar (PG) 87 -0.63 0.76 0.39 Quasar (PG) 87 -1.19 1.08 0.22Quasar (3CR) 44 -0.51 1.05 0.31 Quasar (3CR) 44 -0.28 0.53 0.18Sy1 38 -0.58 0.80 0.03 Sy1 38 -0.70 0.68 0.01Sy2 53 -0.92 0.53 -0.31 Sy2 53 -0.74 0.27 -0.24Starburst 20 -1.35 -0.38 -0.65 Starburst 20 -0.79 -0.21 -0.47ULIRG 52 -1.63 0.13 -0.59 ULIRG 52 -1.01 0.02 -0.51LIRG 9 -1.49 0.54 -0.47 LIRG 14 -1.05 0.43 -0.35
58
En total se tomaron 320 objetos de la base general (Tabla 8.1) y los resultados de lasmedidas de tendencia central para las variables e indicadores definidos se presentan enla tabla 3.9. Para la luminosidad en 6 µm se encontro la menor cantidad de galaxias,mientras que para la luminosidad en 60 µm la seleccion fue la mas completa. En lafigura 3.2 se presentan los histogramas de los indicadores L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60).
4
3
2
1
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(6µm)/L(60µm)]
Tipo 1 Quasares PG-YTipo 1 Quasares PG-STipo 1 Quasares 3CR-YTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo IRLGTipo ULIRGTipo Starburst
(a)30
25
20
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(12µm)/L(60µm)]
Tipo 1 Quasares PGTipo 1 Quasares 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo IRLGTipo ULIRGTipo Starburst
(b)
25
20
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(25µm)/L(60µm)]
Tipo 1 Quasares PG-YTipo 1 Quasares PG-STipo 1 Quasares 3CR-YTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo IRLGTipo ULIRGTipo Starburst
(c)
Figura 3.2: Conjunto de histogramas para los indicadores (a) L(6,60), (b) L(12,60) y (c)L(25,60) tomados de la muestra incluida en el analisis.
Los valores del indicador L(12, 60) para los quasares y galaxias Seyfert 1 (reunidos enun grupo que se denominara desde ahora tipo 1, estan comprendidos en el rango de-0.63 a 1.05; para el conjunto de Seyfert 2, los valores se encuentran entre -0.92 y 0.53;mientras que para el otro conjunto de galaxias restantes: starburst, LIRGs y ULIRGs,los valores se encuentran en un rango comprendido entre -1.63 y 0.5. Entre los 169objetos tipo 1, PG1049-005 posee un valor mınimo en -0.6278, mientras que 3C270tiene el maximo en 1.0512. Para las 53 galaxias Seyfert 2, Mrk938 posee el mınimo en-0.9190 y NGC7682 posee el maximo en 0.5320; para las galaxias starburst y ULIRGs,ARP 220 tiene un mınimo de -1.6340 y ULIRG-Seyfert 1-IRAS 12265+0219(3C273)tiene el maximo de 0.1255. De las 9 galaxias luminosas en infrarrojo (LIRGs), IRAS17208-0014 posee el mınimo en -1.4928 y el quasar 3C234 tiene el maximo en 0.5414.El valor extremo inferior encontrado para el quasar PG1049-005, separa las tipo 1 delresto de la muestra (figura 3.7) y replica el valor de separacion entre galaxias Seyfert1 y Seyfert 2 (-0.6) derivado por Murayama et al. (2000).
59
La distribucion de los diferentes tipos de galaxias en los tres histogramas muestra latendencia de separacion en dos grupos. El primero conformado por las galaxias tipostarburst, ULIRGs y Seyfert 2 (lado izquierdo), y el segundo, como sugerido por losquasares y las Seyfert 1 (lado derecho). Como caso particular, la separacion de los dostipos de Seyfert es observable en el histograma L(12, 60) y en menor grado en L(25, 60),lo que es corroborado por los valores de la media para cada razon (tabla 3.9). Laseparacion encontrada en los diferentes grupos de la muestra esta en concordancia conotras discriminaciones obtenidas por Desai et al. (2007), Brandl et al. (2006) y Higdonet al. (2006), trabajos en los que sus muestras de objetos se separan entre aquellos endonde la componente estelar es dominante de aquellos en donde lo es la actividad delAGN y con Murayama et al. (2000) quien discrimina entre las Seyfert 1 y 2.
3.2.1. Anisotropıa en las observaciones del infrarrojo para lasgalaxias Seyfert
Con el fin de encontrar diferencias, en los mecanismos fısicos que dan origen a las emi-siones detectadas en las diferentes regiones del infrarrojo, en el conjunto de galaxiasSeyfert, se aplico la prueba Kolmogorov-Smirnov (prueba K-S)3 al conjunto de lumi-nosidades L(6), L(12), L(25), L(60) y a los indicadores L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60).La tabla 3.10 reune los resultados de la ejecucion de la prueba sobre los datos paratodas las variables e indicadores, con un nivel de significancia4 α de 0.05. La pruebaK-S aplicada sobre las cuatro luminosidades muestra que no se rechaza la hipotesisnula (tabla 3.10). Aplicado el test a los indicadores L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60) seencontro que la probabilidad de que provengan de una misma poblacion es 6.2×10−3,2.0×10−4 y 6.8×10−3 respectivamente. En particular, el p-valor de la prueba para elcociente L(12, 60) muestra que el test discrimina excepcionalmente las dos poblaciones.
En las figuras 3.3 y 3.4 se presentan los histogramas para las luminosidades y cocientesen el conjunto de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. La separacion de los dos tipos de Sey-ferts es discernible en los histogramas log[L(6 µm)/L(60 µm)], log[L(12 µm)/L(60 µm)]y log[L(25 µm)/L(6 0µm)], siendo el segundo el que presenta la mejor discriminacion.
3Para la aplicacion del test se hizo uso de la rutina “Two populations hypothesis tests” incluidaen el software para Mac IGOR Pro 6.12, WaveMetrics, Inc.
4Es frecuente en una prueba K-S, el uso de un nivel de significancia de 0.05 o 0.1, si bien se puedenusar otros valores. Ası, por ejemplo, si selecciona un nivel de significancia del 10 % o 0.1 al disenaruna regla de decision, entonces hay un 90 % de confianza de que se ha adoptado la decision correcta.
60
8
6
4
2
0
Núm
ero
de O
bjec
tos
464544434241
log[L(6µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
20
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
464544434241
log[L(12µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
16
14
12
10
8
6
4
2
0
Núm
ero
de o
bjet
os
464544434241
log[L(25µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
464544434241
log[L(60µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
Figura 3.3: Histogramas de las luminosidades L(6), L(12), L(25), L(60) provenientes de lamuestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2.
6
5
4
3
2
1
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(6µm)/L(60µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(12µm)/L(60µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
16
14
12
10
8
6
4
2
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
log[L(25µm)/L(60µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
Figura 3.4: Histogramas de los indicadores L(6, 60), L(12, 60) y L(25, 60) provenientes de lamuestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2.
61
Tabla 3.10: Prueba K-S para las luminosidades en 6, 12, 25 y 60 µm y los indicadores L(6, 60),L(12, 60) y L(25, 60).
Prueba (K-S) log[L(6 µm)] log[L(12 µm)] log[L(25 µm)] log[L(60 µm)] L(6,60) L(12,60) L(25,60)
α 0.05 0.05 0.05 0.05 0.05 0.05 0.05Sy1 19 38 38 40 18 38 38Sy2 17 53 53 56 17 53 53D 0.448916 0.296425 0.163853 0.178571 0.545752 0.442403 0.347567Crıtico 0.469595 0.305334 0.305334 0.297635 0.475334 0.305334 0.305334p-valor 0.0364632 0.032164 0.553391 0.409402 0.00619892 0.00020219 0.00684014
Resultado No rechaza No rechaza No rechaza No rechaza Rechaza Rechaza Rechaza
3.2.2. Isotropıa en las observaciones de las bandas de PAH en3.3 µm y 7.7 µm en galaxias Seyfert
Con base en las observaciones de los PAHs en las bandas de 3.3 µm y 7.7 µm y lasobservaciones del continuo en el infrarrojo lejano (FIR), se estimo el indicador:
L(3,3µm-PAH7,7µm-PAH,FIR) = log
[L(3,3µm-PAH
7,7µm-PAH)
L(FIR)
], (3.5)
en donde la luminosidad en FIR se calculo haciendo uso de la ecuacion 1.2, expresadaen terminos de luminosidad en 60 µm y 100 µm (tabla 1.2).
L(FIR) = 2.58 ∗ L(60 µm) + L(100 µm), (3.6)
Tabla 3.11: Prueba K-S para la luminosidad en las bandas de 3.3 y 7.7 µm de PAH y loscocientes log[L(3.3 µm)/L(FIR)] y log[L(7.7 µm)/L(FIR)].
Prueba (K-S) log[L(3.3 µm)] log[L(3.3 µm)/L(FIR)] log[L(7.7 µm)] log[L(7.7 µm)/L(FIR)]
α 0.05 0.05 0.05 0.05Sy1 25 25 23 23Sy2 30 30 28 28D 0.226667 0.213333 0.190994 0.312112Crıtico 0.385216 0.385216 0.399573 0.399573p-valor 0.434028 0.512384 0.698666 0.137957
Resultado No rechaza No rechaza No rechaza No rechaza
La prueba K-S aplicada con un nivel de significancia α=0.05 sobre las observacionesen las bandas de 3.3 µm y 7.7 µm de PAH y los cocientes L(3.3 µm)/L(FIR) y L(7.7µm)/L(FIR), no se rechaza en todos los casos (tabla 3.11), en este sentido la emisiones isotropica y no discrimina a las fuentes.
62
10
8
6
4
2
0
Núm
ero
de o
bjet
os
434241403938
log[L(3.3µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
7
6
5
4
3
2
1
0
Núm
ero
de o
bjet
os
4443424140
log[L(7.7µm)]
Seyfert 1Seyfert 2
8
6
4
2
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-5 -4 -3 -2 -1
log[L(3.3µm)/L(FIRµm)]
Seyfert 1Seyfert 2
12
10
8
6
4
2
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-4 -3 -2 -1 0
log[L(7.7µm)/L(FIRµm)]
Seyfert 1Seyfert 2
Figura 3.5: Histogramas de la luminosidad en las bandas de 3.3 y 7.7 µm de PAH y loscocientes Log[L(3.3 µm)/L(60 µm)], Log[L(7.7 µm)/L(60 µm)] y Log[L(3.3 µm)/L(7.7 µm)]extraıdos de la muestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2.
3.2.3. Anisotropıa en las observaciones del infrarrojo para lasgalaxias clasificadas como tipo 1 y Seyfert 2
Reuniendo la muestra de galaxias tipo 1 con las galaxias Seyfert 2 y con el objetivode validar las anisotropıas encontradas para la muestra exclusiva de Seyfert (seccion3.2.1), se aplico la prueba K-S al nuevo conjunto de datos. Los resultados de la prueba secondensaron en la tabla 3.12 y en la figura 3.6. A diferencia del analisis presentado paralas galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2, las dos poblaciones se discriminan estadısticamenteen la emision de 12 µm y 60 µm.
Las anisotropıas encontradas en la prueba K-S (galaxias Seyfert) para los indicadoresL(6 µm)/L(60 µm), L(12 µm)/L(60 µm) y L(25 µm)/L(60 µm) podrıan ser indiciosde un intenso continuo, que diluye las bandas de PAH (a1), o podrıan senalar que,en los nucleos activos de galaxias, se estan presentando diferentes etapas de actividadestelar (a2). Ahora, las anisotropıas encontradas en las pruebas K-S para log[L(12µm)],log[L(60µm)], y el indicador L(12,60) en la muestra de objetos tipo 1 y las galaxiasSeyfert 2, parecen dar un mayor peso al escenario (a2); sin embargo, la destruccionde las bandas aromaticas por la intensa emision nuclear (Yong et al. 2007) soportatambien al escenario (a1). Esta discusion se desarrollara en la siguiente seccion y en elcapıtulo 5.
63
Tabla 3.12: Prueba K-S para la luminosidad en 12 µm, 60 µm, el indicador L(12, 60) y laemision de PAH, aplicada sobre los objetos clasificados como tipo 1 y Seyfert 2.
Prueba (K-S) log[L(12µm)] log[L(60µm)] log[L(12µm)/L(60µm)] log[L(7.7µm)]
α 0.05 0.05 0.05 0.05Tipo 1 169 169 169 62Sy2 53 53 53 29D 0.681925 1 0.975215 0.280311Crıtico 0.228102 0.228102 0.228102 0.322501p-valor 1.9598E-17 5.30404E-37 5.2752E-35 0.0729922
Resultado Rechaza Rechaza Rechaza No rechaza
40
30
20
10
0
Núm
ero
de o
bjet
os
4847464544434241
log[L(12µm)]
Tipo 1 Seyfert 2
A50
40
30
20
10
0
Núm
ero
de o
bjet
os
4847464544434241
log[L(60µm)]
Tipo 1 Seyfert 2
B
50
40
30
20
10
0
Núm
ero
de o
bjet
os
1.51.00.50.0-0.5-1.0
log[L(12µm)/L(60µm)]
Tipo 1 Seyfert 2
C 20
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
454443424140
log[L(7.7µm-PAH)]
Type 1 Seyfert 2
D
Figura 3.6: Histogramas de L(12), L(60), L(12, 60) y L(7.7µm-PAH) provenientes de la mues-tra de galaxias tipo 1 y Seyfert 2.
64
3.3. La banda de 7.7µm en relacion con el indicador
MIR-FIR
Con el fin de separar la muestra de galaxias por el grado de actividad nuclear ası comopor el aporte asociado a la formacion estelar, a las emisiones observadas y desarrollar ladiscusion alrededor de los escenarios (a1) y (a2) ya presentados, se selecciono el cocien-te L(12, 60) y el ancho equivalente de PAH en 7.7 µm para la construccion de un nuevodiagrama de diagnostico. La figura 3.7 muestra el grafico de L(12, 60) en funcion delancho equivalente de PAH en 7.7 µm. La parte media superior del grafico esta ocupadapor objetos tipo 1, mientras que la zona media baja esta principalmente ocupada porgalaxias clasificadas como Seyfert 2, starburst y ULIRGs. Este comportamiento se debea las diferencias en la emision observada en 12 µm y en 60 µm para cada objeto. Ası,para valores del indicador L(12, 60) positivos, la accion dominante en el calentamientodel polvo a temperaturas del orden de 241 K (polvo caliente “warm”) es el nucleoactivo, mientras que para valores negativos del indicador, con una cota inferior para lamuestra en -0.827114 (NGC 5728), la accion del AGN, ası como la actividad estelar,caracterizan el calentamiento de las nubes moleculares. En este punto, Tristram et al.(2009) encuentran que distribuciones de polvo compactas (T∼300 K), calentadas porla maquina central del nucleo activo, presentan las mismas caracterısticas espectrales ytamanos de granos, independientemente de si son Seyfert 1 o Seyfert 2, senalando quelas Seyferts presentan las mismas huellas en sus distribuciones de polvo en el rango delinfrarrojo medio. Finalmente, para valores del indicador L(12, 60) < -0.827114, el ca-lentamiento de las regiones de polvo a una temperatura de cuerpo negro5 comprendidaentre 30-50 K (polvo calido) (Haas et al. 2003) es dominado por estrellas.
Tomando valores lımites relativos para una muestra no completa de objetos se estable-cieron varias regiones en el grafico 3.7. En el eje vertical los lımites estan determinadospor el mınimo valor para los objetos clasificados como tipo 1, -0.63 asociado a PG1049-005, y el maximo para galaxias tipo Seyfert 2, 0.53 asociado a NGC 7682, (tabla 3.9);en el eje horizontal los lımites estan basados en los valores mınimo y maximo de losobjetos ULIRGs disponibles en la base, IRAS 12127-1412 (95 nm) y IRAS 14060+2919(860 nm) respectivamente (tabla 7.3). Tal como mostraron Clavel et al. (2000), la dis-tribucion del ancho equivalente de la banda de PAH en 7.7 µm es diferente para lasgalaxias Seyfert 1 y Seyfert 2; sin embargo, la distribucion de los valores de la lumino-sidad en esta banda es la misma (Tabla 8.1). Estos resultados son consistentes con elmodelo unificado y la diferencia en el ancho equivalente se explica como una atenuacionde flujo en el continuo entre 7 µm y 8 µm, proveniente en las Seyfert 2. En esa direcciony basado en la estimacion A7−8µm/AV ∼ 0,04 − 0,05 tomada de la curva de extincionencontrada por Lutz et al. (1996), se encuentra que la extincion por polvo en la regiondel continuo en 7-8 µm para las Seyfert 2 es AV =45-55 mag (Imanishi, 2003).
5Se toma la emision como la de un cuerpo negro cuyo maximo se relaciona con la temperatura,siguiendo la ley λmaxT ≈ 2.8978×10−3 K m.
65
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5lo
g[L(
12 µ
m)/L
(60 µ
m)]
3.53.02.52.01.5
log[EW(7.7µm-PAH)nm]
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo LINERTipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LINERTipo Starburst
Continuo de polvo caliente
Mayor emisión del PAH
NGC7469
PG1049-005
NGC 7682
ARP220
NGC1097
3C321
NGC1068
Mrk530
NGC3227NGC5953
3C390.3
3C293
3C330
NGC4507Mrk 766
Continuo de polvo calido
IRAS08572+3915
Mrk1014
Figura 3.7: Diagrama de diagnostico observacional de la razon L(12µm)/L(60µm) comofuncion del ancho equivalente en 7.7 µm de PAH para 136 galaxias con un corrimiento alrojo, comprendido entre 0.000103 (para la starburst IC342) y 0.55 (para la radio fuente3C330). Las dos lıneas verticales referencian los valores lımites del ancho equivalente para lamuestra de ULIRGs. La lınea horizontal en cero, separa las regiones de domino asociadas alorigen de la emision. El marco a trazos encierra la zona de las starburst y las ULIRGs (vertexto).
Adicionalmente, en la muestra de quasares, el PAH tiene un ancho equivalente menor enla banda de 7.7 µm; esta caracterıstica puede ser debida a la posible destruccion de lasbandas aromaticas por la intensa emision nuclear de AGNs muy luminosos o, tambien,al enmascaramiento de estas bandas moleculares por el fuerte continuo de polvo; enel caso de AGNs poco luminosos, su debil nucleo puede modificar la distribucion detamano de lo granos de PAH y podrıa servir como fuente adicional de excitacion delos mismos, en este sentido para galaxias con nucleos escondidos se debe tener cuidadoal usar las observaciones de PAH como trazadores de actividad estelar (Smith et al.2007).
En la parte central del diagrama se encuentran dos galaxias muy conocidas por suformacion estelar nuclear: NGC 1068 y NGC 1097; ası mismo, Mrk 766, NGC 3227,NGC 5953 y NGC 7469 son galaxias con formacion estelar circumnuclear, sin embargo,para esta ultima no se tiene medida de ancho equivalente y solo su posicion (-0.58)sobre la escala de L(12, 60) se muestra muy cerca al quasar PG1049-005. Las ULIRGs:IRAS12127-1412 y la interactuante IRAS08572+3915, se ubican en la frontera izquierdade esta zona, muy separadas del conjunto mayoritario de starburst (representadas conel sımbolo R); particularmente IRAS08572+3915 se identifica en el panel izquierdo
66
de la figura 1.7 en la zona 3A del diagrama de Spoon et al (2007), area en donde selocalizan objetos con nucleo escondido por absorcion; la identificacion de este objeto eneste extremo de la zona central (figura 3.7) y su separacion del conjunto de starburst,en donde se encuentra la galaxia NGC 7714, un prototipo starburst, coincide con laposicion de estos objetos en las zonas 3A y 1C del diagrama de Spoon et al. (2007).
En la parte inferior izquierda del diagrama se encuentra una zona vacıa delimitada porvalores pequenos en el ancho equivalente del PAH y altas luminosidades en el FIR.La ausencia de galaxias en esa region parece senalar, en esta muestra, que una fuerteemision en el FIR debe estar fuertemente asociada con intensa emision de PAHs. Encontraste, en la parte superior izquierda aparecen 13 quasares en los cuales los valoresdel continuo en 12 µm son altos y se detecta tambien la existencia de emision de PAH.En la parte inferior derecha esta otra zona delimitada por mayores valores de anchoequivalente del PAH y de luminosidad en el FIR y como se observa en el grafico, apareceparcialmente vacıa con tan solo algunas Seyfert 2 presentes; de hecho, el no tener unamuestra completa probablemente restringe la aparicion de objetos allı; sin embargo, estambien posible sugerir que la existencia de un nucleo activo vigoroso tiende a manteneruna emision en 12 µm fuerte y a restringir al cociente a tomar valores mayores a -0.9.En la parte superior derecha del grafico aparece otra zona vacıa delimitada por grandesvalores en EW y en la emision del infrarrojo medio; la accion de un AGN vigoroso queatenua las bandas de PAH es la posible causa para que no aparezcan objetos en estazona.
La localizacion de la mayor parte de la muestra de galaxias ULIRGs y starburst enlas regiones media central y media inferior del diagrama determinan una zona que sedenominara en este trabajo: Region con intensa actividad de formacion estelar (ASFR).Note que tambien estan presentes dos quasares: PG 1310-108 y Mrk 1014, las Seyfert 2:NGC 4507 y Mrk 266SW y el LINER NGC 1097; Mrk 1014 es un quasar silencioso, queademas se cataloga como un “warm” ULIRG (Surace & Sanders 2001). MRK 266 es unpar interactuante irregular y su nucleo fuertemente rojo sugiere que el material de lagalaxia huesped es oscuro en la lınea del visual del nucleo activo (Martini et al. 2001).NGC 1097 es un LINER en el cual se encontro una poblacion estelar relativamente joven(∼ 106 anos) a una distancia menor de 9 pc del nucleo (Prieto et al. 2005, Storchi-Bergmann, 2005) y que segun Mason et al. (2007), es la fuente del calentamiento delpolvo en el nucleo. La posicion particular de NGC 1097 con las galaxias ULIRGs ystarburst, en donde la presencia de poblacion estelar joven es dominante, reafirma quepara este LINER, la formacion estelar es la responsable del calentamiento del polvo,minimizando la accion en este proceso del nucleo activo.
En la mitad inferior del diagrama se localizan dos sistemas en interaccion, NGC 2623y la ULIRG-LINER Arp 220. El primero es un sistema triple con intensa formacionestelar, superluminoso en el infrarrojo y tambien muy brillante en radio (Read & Pon-man 1998); el segundo es el mas luminoso de los objetos del catalogo IRAS, tambienclasificado como “heavily extinguished starburst”por Hatziminaoglou et al. (2008) y
67
localizado en la region 3B, del diagrama de Spoon (figura 1.7), zona en la cual la ab-sorcion es el factor dominante, en particular la asociada a hielo de agua en 6 µm ehidrocarburo alifatico en 6.85 µm.
El diagrama presentado en la figura 3.7 es un aporte nuevo para este estudio ya quesepara dos grupos de objetos dentro de la muestra: ULIRGs-starburst y tipo 1-Seyfert2. Para el grupo ULIRG-starburst la componente estelar es el factor responsable delcalentamiento del polvo, reflejado esto en los valores menores del indicador L(12, 60)cuando son comparados con el segundo grupo, ası como en los valores de ancho equi-valente de PAH en 7.7 µm (region ASFR). El hecho de que en esta zona se encuentranlas galaxias Mrk 1014, Mrk 266SW y NGC 1097, nucleos activos en los cuales se haverificado activa formacion estelar, confirma la utilidad del diagrama para identificarAGNs con formacion estelar nuclear oculta.
Ahora, para el grupo tipo 1-Seyfert 2, la separacion de las fuentes en el diagrama se basaen el hecho de que en las galaxias tipo 1 la banda de PAH esta fuertemente diluıda por elcontınuo debido a polvo caliente y al AGN, mientras que en las Seyfert 2, la emision dela region interna del toro (mas caliente) esta oculta, haciendo que predomine la emisionexterna (mas frıa) y por tanto, produciendo una dilucion menor en la banda de PAH.De otra parte, las regiones de formacion estelar circumnuclear, que tambien producenPAHs, son mas facilmente visibles en las Seyfert 2. Bajo una igual actividad nuclear, eldiagrama discrimina las fuentes por el nivel de formacion estelar y el calentamiento delpolvo. Finalmente, esta separacion se consolida con el analisis cluster presentado en elApendice A, seccion 7.3, el cual valida estadısticamente la existencia de estos grupos.
3.4. La banda de PAH en 7.7 µm en relacion con
las lıneas de baja y alta ionizacion
Melendez et al. (2008) usan las lıneas de emision de [O IV] 25.89 µm y [Ne II] 12.81µm como trazadores de la potencia del nucleo activo y de la actividad estelar, respec-tivamente. En ese trabajo ellos determinan que en terminos de la contribucion relativadel nucleo activo y la formacion estelar, las galaxias Sy2, en promedio, presentan ba-jos valores en el cociente [O IV]/[Ne II] comparadas con las Sy1. Esto porque, bajola hipotesis de similares tasas de formacion estelar, esta componente contribuye, enpromedio, un factor ∼1.5 veces mas al flujo de [Ne II] en las Sy2 comparadas con lasSy1. Adicionalmente, senalan que la luminosidad en el MIR es dominada por el AGNmientras que en el FIR, la luminosidad esta dominada por la formacion estelar. Estosresultados sugieren que las diferencias entre las galaxias Seyfert no solo estan dadaspor el angulo de observacion.
Con el fin de brindar soporte adicional a los anteriores resultados, pero involucrando
68
ahora la emision de PAH, se cruzaron los datos de la muestra de Melendez et al. (2008)con parte de la muestra recopilada para este trabajo. El analisis se desarrollo conel uso del indicador propuesto por Melendez et al. (2008), L[O IV]/L[Ne II] mas laintroduccion de dos nuevos indicadores propuestos en este trabajo (ecuaciones 3.8 y3.9),
L([O IV](25,89 µm), [Ne II](12,81 µm)) = log[L([O IV](25,89 µm))
L([Ne II](12,81 µm))
], (3.7)
L([PAH(7,7 µm), [Ne II](12,81 µm)) = log[ L(PAH(7,7 µm))
L([Ne II](12,81 µm))
], (3.8)
L([O IV](25,89 µm),PAH(7,7 µm)) = log[L([O IV](25,89 µm))
L(PAH(7,7 µm))
]. (3.9)
La tabla 3.13 reune la base de datos para las lıneas de alta y baja ionizacion, con losdatos de PAH recopilados en este trabajo. Para un nivel de significancia α de 0.05 seaplico una prueba de Kolmogorov-Smirnof, cuyos resultados se resumen en la tabla3.14. En el caso de la lınea de alta ionizacion [O IV], el p-valor de 0.33, muestra queestadısticamente la emision es isotropica en los dos conjuntos. Ahora, utilizando laemision de PAH en 7.7 µm, se aplico la prueba K-S al cociente log(L(7.7 µm)/L[NeII]), obteniendo un p-valor igual a 0.43 que de nuevo lleva a concluir que el cociente esindependiente del tipo de Seyfert. Al considerar ahora la prueba K-S para el indicadorL([O IV],PAH(7.7 µm)), se encuentra un p-valor igual a 0.22 que no rechaza la hipotesisnula, es decir, las emisiones estan asociadas estadısticamente a una misma poblacion;este resultado, bajo las condiciones de igual tasa de formacion estelar (Melendez etal. 2008) y como se vera en la seccion 4.2, sugiere que, a diferencia de lo observadocon la componente estelar y su contribucion a la lınea de [Ne II], el test para PAH nodiscrimina las dos poblaciones (tabla 3.14). La isotropıa encontrada en este trabajo,confirma el resultado de Melendez et al. (2008), en el sentido que igual proporcion deformacion estelar contribuye por igual en la emision de PAHs en Sy1 y Sy2, pero noen la lınea de [Ne II].
En el panel superior de la figura 3.8 se muestra la luminosidad de la banda de PAHen 7.7 µm en funcion de la luminosidad de [Ne II]. Se observa una correlacion positivaentre las dos cantidades, indicando que estos dos trazadores de actividad estelar seencuentran presentes en las poblaciones y en concordancia con el resultado de la pruebaK-S, en la que el cociente L(7.7)/L[Ne II] no rechaza la hipotesis de igual poblacion.Adicionalmente, se observa que en la esquina superior derecha de la figura se ubicanlas galaxias ULIRGs Mrk 231 y Mrk273, y la LIRG NGC6240, todas ellas en particularobjetos muy luminosos en el infrarrojo.
En el panel inferior de la misma figura, se muestra un grafico en tres variables en el que
69
Tabla 3.13: Lıneas de baja y alta ionizacion (Melendez et al. 2008) y PAH en 7.7 µm. Lasluminosidades estan en unidades de erg s−1
Seyfert 1 logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
Mkn335 41.03 1.07E+41 6.45E-01 1.33E+00 40.48 3.02E+40 5.50E-01 1.88E+00NGC3786(Mrk744) 40.51 3.24E+40 3.80E-01 - 40.28 1.91E+40 2.30E-01 -NGC5548 40.98 9.55E+40 2.72E-01 1.38E+00 40.41 2.57E+40 5.70E-01 1.95E+00Mrk817 41.12 1.32E+41 9.59E-02 1.16E+00 41.04 1.10E+41 8.00E-02 1.24E+00NGC7469 41.58 3.80E+41 5.83E-01 1.27E+00 42.1 1.26E+42 5.20E-01 7.53E-01Mrk530(NGC7603) 41.13 1.35E+41 2.63E-02 1.09E+00 41.32 2.09E+41 1.90E-01 9.03E-01NGC931(Mrk1040) 41.41 2.57E+41 7.61E-02 3.93E-01 40.68 4.79E+40 7.30E-01 1.12E+003C120 42.44 2.75E+42 5.42E-02 - 41.56 3.63E+41 8.80E-01 -MCG51317 40.62 4.17E+40 1.05E-01 - 40.58 3.80E+40 4.00E-02 -Mrk79 41.74 5.50E+41 1.42E-02 - 41.03 1.07E+41 7.10E-01 -NGC2639 39.9 7.94E+39 3.96E-01 - 40.47 2.95E+40 5.70E-01 -NGC2992 41.12 1.32E+41 3.67E-01 - 40.84 6.92E+40 2.80E-01 -UGC7064 41.37 2.34E+41 5.10E-01 - 40.98 9.55E+40 3.90E-01 -MCG23334NGC4748 41.58 3.80E+41 1.35E-01 - 40.53 3.39E+40 1.05E+00 -IC4329A 41.77 5.89E+41 4.25E-01 1.16E+00 41.06 1.15E+41 7.10E-01 1.87E+00Mrk509 41.75 5.62E+41 7.06E-02 8.63E-01 41.53 3.39E+41 2.20E-01 1.08E+00NGC3227 40.29 1.95E+40 3.69E-01 1.37E+00 40.32 2.09E+40 3.00E-02 1.34E+00NGC4051 39.57 3.72E+39 2.22E-01 1.24E+00 39.3 2.00E+39 2.70E-01 1.51E+00MCG63015 40.41 2.57E+40 2.41E-01 8.18E-01 39.71 5.13E+39 7.00E-01 1.52E+00NGC526a 41.18 1.51E+41 8.04E-01 1.08E+00 40.63 4.27E+40 5.50E-01 1.63E+00NGC3516 40.81 6.46E+40 8.29E-02 7.38E-01 40.13 1.35E+40 6.80E-01 1.42E+00
Seyfert 2 logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[NII]) log(L7.7/L[N II])
Mrk334 41.2 1.58E+41 5.78E-01 1.72E+00 41.5 3.16E+41 3.00E-01 1.42E+00Mrk573 41.7 5.01E+41 5.95E-02 - 40.92 8.32E+40 7.80E-01 -NGC4388 41.59 3.89E+41 3.10E-01 1.63E-01 41.11 1.29E+41 4.80E-01 6.43E-01NGC5256(Mrk266SW) 42.02 1.05E+42 8.05E-01 1.16E-01 42.11 1.29E+42 9.00E-02 2.59E-02NGC5347 39.94 8.71E+39 3.80E-02 1.09E+00 39.83 6.76E+39 1.10E-01 1.20E+00NGC5929 40.02 1.05E+40 6.29E-01 1.49E+00 40.49 3.09E+40 4.70E-01 1.02E+00NGC7674 41.93 8.51E+41 2.22E-01 6.83E-01 41.52 3.31E+41 4.10E-01 1.09E+00NGC262(Mrk348) 41.07 1.17E+41 7.97E-02 - 40.8 6.31E+40 2.70E-01 -NGC513 40.87 7.41E+40 3.58E-01 1.44E+00 40.96 9.12E+40 9.00E-02 1.35E+00F014750740 40.68 4.79E+40 1.69E-01 - 41.04 1.10E+41 3.60E-01 -NGC1125 40.87 7.41E+40 5.90E-01 1.19E+00 40.84 6.92E+40 3.00E-02 1.22E+00NGC1194 40.75 5.62E+40 2.44E-01 - 40.3 2.00E+40 4.50E-01 -NGC1320(Mrk607) 41.1 1.26E+41 1.15E-01 - 40.55 3.55E+40 5.50E-01 -F043850828 40.77 5.89E+40 1.20E-01 - 41.07 1.17E+41 3.00E-01 -NGC1667 40.78 6.03E+40 4.42E-01 1.85E+00 41.11 1.29E+41 3.30E-01 1.52E+00NGC3660 40.07 1.17E+40 2.94E-01 - 40.33 2.14E+40 2.60E-01 -NGC4501S12 39.72 5.25E+39 4.29E-01 - 39.94 8.71E+39 2.20E-01 -NGC4968 40.8 6.31E+40 8.65E-02 - 40.7 5.01E+40 1.00E-01 -MCG2404 41.4 2.51E+41 2.72E-01 - 41.29 1.95E+41 1.10E-01 -F154800344 41.84 6.92E+41 7.51E-02 - 41.15 1.41E+41 6.90E-01 -NGC7172 40.8 6.31E+40 4.14E-01 - 40.71 5.13E+40 9.00E-02 -MCG3587 41.42 2.63E+41 2.38E-01 - 41.04 1.10E+41 3.80E-01 -NGC1068 41.77 5.89E+41 5.18E-02 5.24E-01 41.33 2.14E+41 4.40E-01 8.38E-02NGC7314 40.49 3.09E+40 4.46E-01 5.55E-01 39.68 4.79E+39 8.10E-01 1.36E+00Mrk3 41.95 8.91E+41 2.43E-02 2.10E-01 41.56 3.63E+41 3.90E-01 6.00E-01NGC3982 38.77 5.89E+38 4.14E-01 2.69E+00 39.67 4.68E+39 9.00E-01 1.79E+00NGC4507 41.06 1.15E+41 2.76E-01 9.37E-01 41.01 1.02E+41 5.00E-02 9.87E-01NGC5953 40.31 2.04E+40 5.74E-01 2.13E+00 40.99 9.77E+40 6.80E-01 1.45E+00
LIRGs logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
NGC6240 41.8 6.31E+41 9.25E-01 2.47E+00 42.41 2.57E+42 6.10E-01 1.86E+00
Galaxia ULIRG-S2 logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
IRAS13428+5608(Mrk273) 42.3 2.00E+42 1.26E+00 1.99E+00 42.23 1.70E+42 7.00E-02 2.06E+00
Galaxia ULIRG-S1 logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
IRAS12265+0219(3C273) 42.75 5.62E+42 1.25E-01 2.66E-01 41.87 7.41E+41 8.80E-01 1.15E+00IRAS12540+5708(Mrk231) 41.6 3.98E+41 5.34E-01 2.98E+00 41.86 7.24E+41 2.60E-01 2.72E+00
Galaxia starburst logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
NGC1365 41.04 1.10E+41 5.66E-01 5.20E-01 41.03 1.07E+41 1.00E-02 5.30E-01
QUASAR-PG logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
PG0050+124(IZW1) 41.55 3.55E+41 5.80E-02 1.22E+00 41.74 5.50E+41 1.90E-01 1.03E+00PG1501+106 41.73 5.37E+41 3.20E-01 9.48E-02 41.19 1.55E+41 5.40E-01 4.45E-01PG1534+580 41.07 1.17E+41 4.62E-01 3.15E-01 40.64 4.37E+40 4.30E-01 7.45E-01
QUASAR-3CR logL[O IV] L[O IV] log(L12/L60) log(L[O IV]/L7.7) logL[Ne II] L[Ne II] log(L[O IV]/L[N II]) log(L7.7/L[N II])
3C382 41.25 1.78E+41 5.29E-01 1.50E+00 40.77 5.89E+40 4.80E-01 1.98E+003C390.3 41.25 1.78E+41 4.97E-01 1.35E+00 41.25 1.78E+41 0.00E+00 1.35E+003C452 41.22 1.66E+41 5.79E-01 41.51 3.24E+41 2.90E-01 2.89E-01
70
Tabla 3.14: Prueba de K-S para la luminosidad en la lınea de [O IV] y para los cocienteslog(L [O IV]/L[Ne II]), log[L(PAH(7.7 µm))/L[Ne II]) y log(L[O IV]/L(7.7 µm-PAH)) usandola muestra de galaxias tipo 1 y Seyfert 2 de la base Melendez et al. (2008) y los datos de 7.7µm.
Prueba (K-S) log[O IV] log(L(7.7 µm)/L[Ne II]) log(L[O IV]/L(7.7 µm))
α 0.05 0.05 0.05N1 28 20 20N2 32 19 19D 0.236607 0.265789 0.321053Crıtico 0.368868 0.451735 0.451735p-valor 0.328143 0.434114 0.218372
Resultado No rechaza No rechaza No rechaza
44
43
42
41
40
log[
L(7.
7µm
-PA
H)]
42.542.041.541.040.540.039.5
log[L([Ne II])]
NGC7469
Mrk266
NGC7674
A
Tipo 1 Quasar-PGTipo 1 Quasar-3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo Starburst-Sy2Tipo LIRG
NGC6240
Mrk273
Mrk231
3C273
IZW1
44
43
42
41
40
log[
L(7.
7µm
-PA
H)]
42414039
log[L([O IV])]
NGC7469
NGC7674
Mrk266
B
Tipo 1 Quasar-PGTipo 1 Quasar-3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo Starburst-Sy2Tipo LIRG
Mrk231
NGC6240 Mrk273
3C273
IZW1
Figura 3.8: Panel superior: grafico de L(7.7 µm-PAH) versus L([Ne II]). Panel inferior: graficode L(7.7 µm-PAH) versus L([O IV]) y L([Ne II]), representada esta ultima emision por eltamano del sımbolo (panel inferior).
71
-1.0
-0.5
0.0
0.5
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
1.00.50.0-0.5
log[L([O IV](25.89 µm))/L([Ne II](12.81 µm)]
Mrk530
NGC3227 NGC7469
Tipo 1 Quasar-PGTipo Quasar-3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo Starburst-Sy2Tipo LIRG
IRAS 01475-0740
NGC6240
Mrk273
Mrk231
Mrk266
3C273
NGC1365
Figura 3.9: Grafico de la razon L(12 µm)/L(60 µm) versus la razon L([O IV])/L([Ne II]).
se identifican las fuentes por sus respectivos valores en L(7.7µm), L([O IV]) y L([NeII]), esta ultima indicada por el tamano del sımbolo. Al comparar las posiciones de lasgalaxias sobre el diagrama se observa que presentan tambien una correlacion positivay que ademas se distribuyen de manera uniforme. En la esquina superior derecha yde manera similar al grafico observado en el panel A, aparecen de nuevo las galaxiasinfrarrojas Mrk 231, NGC 6240 y Mrk 273.
La figura 3.9 representa la distribucion de los cocientes L(12)/L(60) y L([O IV])/L([NeII]). En el indicador L(12, 60), la muestra se distribuye de manera equivalente a comose describio en el grafico 3.7. Sobre el eje horizontal y para valores positivos de la razonL([O IV])/L([Ne II]), la muestra presenta una distribucion uniforme en las galaxias Tipo1 y Seyfert 2, mientras que para valores negativos del cociente, la muestra de objetoses dominada por las galaxias Seyfert 2 y starburst. En la parte inferior del grafico,aparecen tres objetos muy luminosos en el infrarrojo lejano (identificados tambienen la figura 3.8), su posicion esta de acuerdo con lo ya senalado de que la emisioninfrarroja esta asociada a la intensa actividad estelar; estos son: la ULIRG-Seyfert 2Mrk 273 (Farrah et al. 2003), la LIRG NGC 6240 (Forster Schreiber et al. 2004) y laULIRG-Seyfert 1 Mrk 231 (Melendez et al. 2008).
Al disponer de un trazador adicional de la actividad estelar, como es la emision de lalınea de [Ne II] (Melendez et al. 2008), se encuentra que correlaciona con las obser-vaciones de PAH (panel A, figura 3.8). Adicionalmente, la distribucion de los objetosen el diagrama de diagnostico (figura 3.9), presenta caracterısticas comparables a lasencontradas en el diagrama 3.7, tales como una distribucion equivalente de los objetosen la razon L(12, 60) y la ubicacion de las galaxias ULIRG y starburst en la region
72
donde la emision de [Ne II], trazador tambien de la actividad estelar, es dominante.
3.5. Correlacion FIR-Radio
En la seccion 1.3.1 se mostro como Helou et al. (1985) y Condon (1991) cuantificaronla formacion estelar usando como base la emision en el infrarrojo lejano y la emision deradio a traves del parametro q. Esta relacion se mantiene para fuentes que cubren variosordenes de magnitud, desde galaxias en espiral como M31, hasta fuentes ULIRG inten-sas como ARP 220. Posteriormente Sanders & Mirabel (1996) establecieron, usando lasobservaciones del IRAS, un valor de q igual a 2.35 para objetos con intensa formacionestelar. A bajas luminosidades en infrarrojo, el valor medio de q tiende a incrementarsea medida que las galaxias transitan del calentamiento dominado por estrellas jovenesa calentamiento por poblacion estelar vieja (Condon 1991, Xu et al. 1994).
Con base en la relacion establecida por Sanders & Mirabel (1996, ecuacion 1.1), seextendio el calculo de este parametro a la muestra de galaxias recopiladas para estetrabajo. En la tabla 3.15 se presentan las estimaciones del parametro q para un total de224 galaxias. En fuente normal se muestran los valores para los casos en que el calculodel parametro es positivo, es decir, hay un dominio de la emision en el infrarrojo lejano,mientras que fuente cursiva se muestran los valores para aquellos objetos con dominiode la emision en radio.
En la tabla 3.16 se presentan los valores medios del parametro q. El promedio para losobjetos con valores positivos del parametro es 2.12±0.5. De otra parte, al compararlos valores medios para los diferentes tipos de galaxias, se observa que las ULIRGS-HIIpresentan el valor que mas coincide con el resultado derivado por Sanders & Mirabel(1996) (' 2.35±0.2), los quasares PG y las Seyfert toman los valores mas pequenos,mientras que las starburst y las LIRGs son mas altos, probablemente asociados a unapoblacion mas evolucionada de estrellas. La tabla tambien presenta los objetos convalores medios negativos del parametro q para distintas fuentes. Estos valores estanposiblemente asociados a la presencia de nucleos intensos muy compactos, combinadoscon jets extendidos que pueden estar desacoplados de la emision infrarroja (Sanders &Mirabel, 1996).
En la figura 3.10 se presenta el histograma de frecuencias para los objetos de la muestraque poseen valores positivos del parametro q. En este grafico se ha trazado una lıneavertical que senala el valor estimado por Sanders & Mirabel (1996); la muestra sedistribuye alrededor de un maximo muy cercano a este valor. El panel superior dela figura 3.11 muestra la distribucion de los objetos referenciados en la tabla 3.15.Las galaxias 3C84, 3C270, 3C272.1, 3C274, 3C293, 3C371, 3C465, IRAS12265+0219(3C273) y IRAS13451+1232 (PKS1345+12) se separan del resto del conjunto tal como
73
Tabla 3.15: Estimacion del parametro q, el sımbolo (**) indica lımites superiores.
Seyfert 1 q Seyfert 1 q Seyfert 1 q Seyfert 1 q
NGC863(Mrk590) 1.78 Mrk530(NGC7603) 1.79 UGC7064 2.43 NGC4593 3.05NGC3786(Mrk744) 2.07 NGC931(Mrk1040) 2.48 MCG-2-33-34-NGC4748 2.12 IRAS12495-1308 2.12NGC4235 1.64 IRAS F03450+0055 1.69 IC4329A 1.57 Mrk279 1.92NGC4253(Mrk766) 2.15 Mrk618 2.37 Mrk509 1.99 Ark564 1.61NGC5548 1.74 MCG-5-13-17 2.15 Mrk478 2.22 NGC526a 1.60Mrk817 2.39 Mrk79 2.04 NGC3227 2.15 MCG8-11-11 1.24NGC5940 2.16 NGC2639 1.58 Ark120 1.90 NGC3516 1.89NGC7469 2.30 NGC2992 1.71 NGC4051 2.20
Seyfert 2 q Seyfert 2 q Seyfert 2 q Seyfert 2 q
Mrk334 2.30 Mrk938 2.51 MCG-2-40-4 2.28 NGC5273 2.60Mrk993 2.14 NGC262(Mrk348) 0.78 NGC7172 2.42 NGC7314 2.44Mrk573 1.78 NGC513 1.79 MCG-3-58-7 2.44 NGC1097 2.46NGC1144 1.76 F01475-0740 0.58 IC3639 2.09 NGC1386 2.36NGC4388 2.12 NGC1125 1.89 Mrk34 1.73 Mrk3 0.63NGC5252 2.11 NGC1320(Mrk607) 2.69 Mrk78 1.59 NGC3982 2.31NGC5256(Mrk266SW) 1.93 F04385-0828 2.26 Mrk463 0.85 NGC4507 1.95NGC5347 2.60 NGC1667 2.15 Mrk477 1.49 Mrk673 2.29NGC5674 1.89 NGC3660 2.43 Mrk686 2.27 IC4397 2.34NGC5695 2.27 NGC4501-S1-2 2.04 NGC1068 1.70 NGC5728 2.26NGC5929 2.09 NGC4968 1.97 NGC5033 2.37 NGC5953 2.24NGC7674 1.56 MCG-3-34-64 1.43 IRAS 22377+0747 2.04 Mrk507 2.25NGC7682 0.99 NGC5135 2.11 NGC4579 2.05 NGC7592 2.16
LIRGs q LIRGs q LIRGs q LIRGs q
NGC6240 1.86 NGC253 2.55 IRAS15250+3609 2.79 IRAS13126+2452 2.87IRAS23060+0505 2.31 IRAS04154+1755 1.91 IRAS17208-0014 2.70 CGCG1510.8+0725 2.77IRAS20460+1925 2.99 NGC828 2.24
ULIRG-Liner q ULIRG-Liner q ULIRG-Liner q ULIRG-Liner q
IRAS00188-0856 2.36 IRAS10378+1108(9) 2.52 IRAS12359-0725 2.61 IRAS16487+5447 2.30IRAS03250+1606 2.30 IRAS10485-1447 2.72 IRAS14252-1550 2.41 IRAS17028+5817 2.36IRAS08572+3915 3.29 IRAS10494+4424 2.39 IRAS14348-1447 2.39 IRAS17044+6720 2.49IRAS09039+0503 2.53 IRAS11095-0238 2.19 IRAS15327+2340(Arp220) 2.61 IRAS21329-2346 2.52IRAS09116+0334 2.20 IRAS12112+0305 2.69 IRAS16090-0139 2.39 IRAS23327+2913 2.58IRAS09539+0857 2.30 IRAS12127-1412 1.36
ULIRG-HII q ULIRG-HII q ULIRG-HII q ULIRG-HII q
IRAS11387+4116 2.36 IRAS13539+2920 2.36 IRAS15206+3342 2.33 IRAS16474+3430 2.45IRAS11506+1331 2.42 IRAS14060+2919 2.40 IRAS15225+2350 2.42 IRAS21208-0519 2.42IRAS13443+0802 2.30
ULIRG-Sy2 q ULIRG-Sy2 q ULIRG-Sy2 q ULIRG-Sy2 q
IRAS05189-2524 2.76 IRAS15130-1958 2.43 IRAS13428+5608(Mrk273) 2.28 IRAS13451+1232 -0.33IRAS08559+1053 2.15 IRAS17179+5444 0.77
ULIRG-Sy1 q ULIRG-Sy1 q ULIRG-Sy1 q ULIRG-Sy1 q
IRAS01572+0009(Mrk1014) 2.03 IRAS12540+5708(Mrk231) 2.12 IRAS11598-0112 2.34IRAS07599+6508 1.74 IRAS15462-0450 2.47 IRAS21219-1757 1.98
Starburst q Starburst q Starburst q Starburst q
IC342 3.21 NGC1365 2.59 NGC3556 2.42 NGC4818 2.79Mrk52 2.69 NGC2146 2.28 NGC3628 2.48 NGC7252 2.40NGC0520 2.42 NGC2623 2.51 NGC4194 2.48 NGC7714 2.35NGC1222 2.45 NGC3310 2.12 NGC4676 2.22 NGC1614 2.49
Quasar-QSOs [PG] q Quasar-QSOs [PG] q Quasar-QSOs [PG] q Quasar-QSOs [PG] q
PG1229+204(Mrk771) 2.08 PG0157+001 2.03 PG1351+640 1.51 PG1226+023(3C273) -1.27PG1440+356(Mrk478) 2.22 PG1229+204(Mrk771) 2.11 PG1613+658(Mrk876) 2.33PG2130+099 2.07 PG1700+518 1.39
Quasar-QSOs [3CR] q Quasar-QSOs [3CR] q Quasar-QSOs [3CR] q Quasar-QSOs [3CR] q
3C84 -0.40 3C270 -2.14 3C272.1 -0.87 3C274 -2.443C293 -0.97 3C465 -1.24 3C371 -0.72
Quasar-QSOs [PG]** q Quasar-QSOs [PG]** q Quasar-QSOs [PG]** q Quasar-QSOs [PG]** q
PG0003+158 -0.8 PG0003+199 1.85 PG0007+106 0.71 PG0026+129 0.88PG0050+124 2.56 PG0804+761 1.96 PG1012+008 -1.01 PG1048-090 -0.87PG1100+772 -1.43 PG1103-006 -0.61 PG1115+407 2.39 PG1119+120 2.37PG1302-102 -0,37 PG1309+355 0.73 PG1404+226 1.98 PG1425+267+120 0.31PG1426+015 2.12 PG1448+273 1.82 PG1512+370 -0.92 PG1534+580 1.88PG1545+210 -1.4 PG1612+261 1.26 PG1704+608 -1.08 PG2112+059 173PG2251+113 -1.02 PG2349-014 -0.59
Quasar-QSOs [3CR]** q Quasar-QSOs [3CR]** q Quasar-QSOs [3CR]** q Quasar-QSOs [3CR]** q
3C28 -0.92 3C153 -1.81 3C323.1 -1.40 3C386 -1.873C33.1 -0.92 3C173.1 -1.25 3C330 -1.44 3C388 -1.883C48 -1.17 3C219 -1.89 3C343.1 -1.71 3C390.3 -1.573C65 -1.64 3C249.1 -1.43 3C351 -1.06 3C401 -1.493C75 -1.55 3C295 -2.14 3C352 -1.56 3C441 -1.343C79 -1.29 3C298 -1.12 3C381 -1.59 3C445 -0.983C109 -0.78 3C303.1 -1.01 3C382 -1.42
74
Tabla 3.16: Estimacion de valores medios para el parametro q.
Tipo q[+] q[-]Seyfert 1 2.00 —Seyfert 2 2.00 —LIRGs 2.50 —ULIRGs-LINER 2.43 —ULIRGs-HII 2.38 —ULIRGs-Sy1 2.08 —ULIRGs-Sy2 2.11 -0.33Starburst 2.49 —Quasar-QSOs [PG] 1.94 -1.27*Quasar-QSOs [3CR] — -1.25
20
15
10
5
0
Núm
ero
de o
bjet
os
3.53.02.52.01.51.00.5
Parámetro q
q[+]
Figura 3.10: Histograma de valores para el parametro q, calculados para toda la muestra convalor positivo. La lınea vertical muestra la estimacion de '2.35 llevada a cabo por Sanders& Mirabel (1996).
se espera de su naturaleza radio-sonora. El panel inferior muestra, para este conjuntode 9 radio fuentes, incluyendo sus barras de error, el ajuste lineal encontrado en losdatos.
La ecuacion derivada es:
log L(1.4GHz) = 0.68627± 0.138 log L(FIR) + 13.457± 5.6, (3.10)
el ajuste presenta un factor de correlacion igual a 0.88.
Con el fin de ampliar el analisis, se expandio la base de datos de la muestra de radiogalaxias (Yong et al. 2007) para incluir aquellas en donde se estimaron lımites superiores(objetos 3CR marcados con ** en la tabla 3.15) y se construyo el histograma del
75
42
40
38
36
log[
L(1.
4 G
Hz)
]
4342414039
log[L(FIR)]
Tipo 1 Quasar-PGTipo 1 Quasar-3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LinerTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo StarburstTipo LIRG
43
42
41
40
log[
L(1.
4 G
Hz)
]
42414039
log[L(FIR)]
Coeficientes ± desviación estandarb =13.457 ± 5.6m =0.68627 ± 0.138
Quasares 3CR
Figura 3.11: Panel superior: grafico de la luminosidad en radio en funcion de la luminosi-dad en el infrarrojo lejano, para la muestra de objetos referenciada en la tabla 3.15. Panelinferior: puntos y ecuacion de ajuste para la luminosidad en 1.4 GHz, en terminos de laluminosidad en el FIR para la muestra de radio galaxias. Los datos y las estimaciones deerror son tomados de NASA EXTRAGALACTIC DATABASE (NED) y NRAO VLA SkySurvey (Condon et al. 1998).
76
6
5
4
3
2
1
0
Núm
ero
de o
bjet
os
-2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0
Parámetro q
Q[-]
44
43
42
41
40
log[
L(1.
4 G
Hz)
]
4342414039
log[L(FIR)]
Coeficientes ± desviación estandarb =5.8676 ± 2.55m =0.88139 ± 0.0615
Figura 3.12: Panel superior: histograma para la muestra de radio fuentes con valores nega-tivos del parametro q. Panel inferior: grafico de puntos y recta de ajuste de la luminosidaden 1.4GHz, en funcion de la luminosidad en el infrarrojo lejano para la muestra de galaxias3CR, incluidas aquellas con estimacion de lımites superiores en las observaciones. El trazohorizontal sobre el simbolo ./ muestra las nueve radiofuentes referenciadas en la figura 3.11
77
parametro q (panel superior de la figura 3.12) y un grafico de la luminosidad en radioen funcion de la luminosidad en el infrarrojo lejano (panel inferior de la figura 3.12).La distribucion de los valores de q no presenta alguna disposicion hacia algun valor enparticular; sin embargo, los valores se agrupan en el intervalo comprendido entre -1.6y -0.5. El ajuste lineal de los datos para la muestra extendida de radio fuentes conducea la siguiente ecuacion:
log L(1.4 GHz) = 0.88139± 0.0615 log L(FIR) + 5.8676± 2.55, (3.11)
para este caso, el factor de correlacion es igual a 0.93.
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
1.0
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µm
)]
3210-1-2
Parámetro q
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LinerTipo StarburstTipo LIRG
qA qS
PG2130+099
PG1351+640
PG1119+120
PG0157+001
NGC6240
IRAS 17179+5444IRAS 13451+1232
Mrk 3
RRPost-IR
Figura 3.13: Representacion del indicador L(12, 60) en terminos del parametro q. Los sımbo-los en color azul claro para los quasares PG y 3CR representan objetos con lımites superiores.
Los resultados encontrados permitieron explorar aun mas el analisis y en esa direccion seconstruyo un nuevo diagrama. La figura 3.13 muestra el grafico del indicador L(12, 60)en funcion del cociente entre el flujo en FIR y la emision en 1.4 GHz (parametro q,ecuacion 1.1). Siguiendo la distribucion de la muestra en el indicador, se ha trazadode nuevo un marco a trazos que senala la zona ASFR. Las lıneas de puntos separan ala muestra por la emision dominante; ası, en el eje vertical, se discriminan los objetoscuya emision es intensa en el infrarrojo medio de aquellos en donde domina la emisionde polvo calido (60 µm); mientras que en el eje horizontal se separan los objetos confuerte emision en radio (izquierda del grafico) de aquellos en donde domina la emisionen el infrarrojo lejano. El valor determinado por Sanders & Mirabel (1996) se presentacon la lınea a trazos marcada con qS.
Farrah et al. (2009) sugieren como parte final de una secuencia evolutiva, una fasepost-IR, en donde la contribucion de la formacion estelar al infrarrojo medio decae, a
78
costa del incremento de la contribucion del AGN. Tres de los objetos QSOs de estafase post-IR a saber: PG 1351+640, PG 1119+120 y PG2130+099 aparecen en laregion con parametro q positivo (figura 3.13). Como se observa tambien en el diagrama,una gran muestra de radiogalaxias se posiciona en la region asociada a valores delparametro q< 0, zona que se denominara en esta tesis: Region de radio posterior a lafase infrarroja, RRPost-IR; allı, la presencia de jets de radio, al ionizar el gas, reducen elenfriamiento del mismo y por ende la actividad de formacion estelar y el calentamientodel polvo (Ramos Almeida 2009). Entre estas dos regiones, cuatro quasares (3C330,3C303.1, 3C65 y 3C48) y cinco galaxias Seyfert 2 (NGC 7682, F01475-0740, NGC 262,Mrk 463 y Mrk 3), todos ellos con dominio de la emision en MIR y las ULIRGs Seyfert2: IRAS 13451+1232 y IRAS 17179+5444 con dominio en la emision en FIR, ocupanun lugar intermedio entre las galaxias con q positivo y los quasares radio sonoros conq negativo.
En resumen, al igual que los diagramas de diagnostico 3.7 y 3.9, el diagrama presentadoen la figura 3.13 permite discriminar la muestra para un parametro q positivo porsus diferentes constituyentes, siguiendo una secuencia que comienza por las galaxiasULIRGs y starburst (parte inferior) y que finaliza en quasares (parte superior), peroadicionalmente, define una nueva region RRPost-IR ocupada fundamentalmente porlos objetos Tipo 1 radio sonoros.
Capıtulo 4
LA CONEXIONAGN-STARBURST
La estructura y cinematica de las regiones mas internas de los nucleos activos permaneceaun sin resolver a causa del pequeno tamano angular de esas regiones centrales (< 1pc); el problema se centra en el hecho que el uso de los perfiles de lınea y las razones delos flujos de lınea, no son suficientes para caracterizar en particular la region de lıneasanchas. Sin embargo, las estructuras internas se pueden investigar haciendo uso delproceso natural y aun no entendido de la variacion del continuo con el tiempo, procesoobservado en cada uno de los rangos del espectro desde rayos gamma hasta longitudesde onda en radio; estas variaciones modifican los flujos de las lineas en la region delıneas anchas pero con un retardo asociado al tiempo que tarda la radiacion en cruzarla BLR. Los mapeos en reverberacion han permitido derivar varias conclusiones acercade las propiedades de la BLR (Cepa, 2009), entre ellas:
La rapida respuesta de las lineas en la BLR a las variaciones del continuo senalaque su tamano es pequeno, asociado esto a los cortos periodos de tiempo obser-vados. Igualmente, indica que el gas es denso, ello tambien asociado a los cortosperiodos de tiempo para los procesos de recombinacion.
El gas contenido en la BLR es opticamente grueso para el continuo ionizante dehidrogeno (λ <912 A), de lo contrario, las lıneas de emision no responderıan tanfuerte a las variaciones del continuo.
Las variaciones del continuo observado en el UV/optico deben trazar las varia-ciones presentes en el continuo ionizante de hidrogeno, este ultimo no observado.
Con base en estos elementos se plantea tambien que:
79
80
El continuo se debe originar en una region mucho mas pequena que la BLR;esta zona mas interna es el disco de acrecion cuyo tamano es del orden de 0.06dıas-luz.
El tiempo de recorrido de la BLR, expresado en la ecuacion 1.3, es el factor detiempo mas importante que se dispone.
El continuo observado en el UV/optico y el continuo ionizante, asociado a lasvariaciones de las lıneas de emision, estan correlacionados.
Con base en estos argumentos, algunas de las componentes estructurales de los AGNshan sido determinadas durante los ultimos anos. Por ejemplo, la masa del agujeronegro supermasivo (SMBH) en quasares ha sido derivada por Kaspi et al. (2000) y,para galaxias Seyfert, por Watabe et al. (2008). La estimacion de la masa se basa enel hecho de que el movimiento de las nubes de gas ionizado de la BLR alrededor delagujero negro supermasivo puede ser descrito usando el teorema del virial (seccion 7.1),ya que el proceso esta dominado por el campo gravitacional (Peterson & Wandel 1999).
Ası entonces se tiene que para galaxias Tipo 1 (Watabe et al. 2008),
MBH = 4,9+0,4−0,3 × 106
[λLλ(5100A)
1044ergs s−1
]0,70±0,033 vFWHM
103km s−1M� , (4.1)
donde, λLλ(5100 A) es la luminosidad en el continuo optico en 5100 A y vFWHM es lavelocidad de dispersion del gas, caracterizada a traves del ancho total a la mitad de laaltura de las lıneas de emision; ambas cantidades medidas en el sistema local en reposo.Para determinar la masa del agujero negro en el caso de las Sy2, al no poder acceder ala componente ancha de la emision, se hace uso de la relacion para la velocidad estelarde dispersion σ∗ (Tremaine et al. 2002), determinada a partir de las lıneas de absorcionestelar presente en los espectros,
MBH = 108,13( σ∗
200 km s−1
)M� . (4.2)
Implicito al calculo de la masa del agujero negro, se puede estimar las dimensiones de laregion de lıneas anchas. Kaspi et al. (2000) determinan para un conjunto de 34 objetos,mediante el uso los tiempos de retardo en las lıneas de Balmer observadas, el tamanode la BLR (ecuacion 1.3). De igual manera, encuentran que los tiempos estimadosusando diferentes lıneas son consistentes a traves de la muestra, de tal manera que sederivo una relacion lineal entre las estimaciones de la BLR:
RBLR(Hα) = (1,19± 0,23)RBLR(Hβ) + (13± 19) (4.3)
yRBLR(Hγ) = (0,96± 0,30)RBLR(Hβ)− (3± 33) (4.4)
81
Los analisis les permiten a estos autores tambien concluir que las medidas de tiempode retardo para Hα y Hβ, son las que garantizan la mejor estimacion de la BLR.En el mismo trabajo establecen una relacion BLR-luminosidad entre las dimensionesestimadas de la BLR con la respectiva emision en el optico λLλ(5100 A) (ecuacion 1.4).
Otra componente de los AGNs que se ha modelado es la region toroidal. Las esti-maciones fueron presentadas en un trabajo de Hatziminaoglou et al. (2008). Allı, lasobservaciones de galaxias Tipo 1 de la base del Sloan Digital Sky Survey son compa-radas con sus contrapartes en el infrarrojo medio, tomadas por las observaciones delSpitzer (Wide-area InfraRed Extragalactic - SWIRE) y construyen modelos de la regiontoroidal que mejor se ajustan a las observaciones. Ası, presentan una discusion sobrelas estimaciones de la luminosidad del disco de acrecion Lacc, basadas en la luminosidaden rayos-x suaves, UV y el optico proveniente del disco de acrecion, con valores entre 2y 10× 1046erg s−1; el radio interno del toro, distancia a la cual los granos en promedio,alcanzan la temperatura de sublimacion de 1500 K, cuyos valores son menores que 5pc; la masa de polvo, calculada con base el calculo del radio interno del toro que ala vez es una funcion de Lacc, con valores menores que 3.88 M� y la densidad de lacolumna de hidrogeno, como funcion de la profundidad optica, con valores mayores que1021 cm−2.
Un segundo aspecto a incluir en esta seccion es el asociado a la actividad estelar en lasregiones nucleares y circum-nucleares de AGNs. La actividad de formacion estelar esuno de los procesos fundamentales en la vida de las galaxias y se caracteriza a traves dedos parametros: la funcion inicial de masa (IMF) y la tasa de formacion estelar (SFR).
La IMF es una funcion empırica que cuantifica el numero de estrellas por unidad demasa en terminos de su masa teorica inicial (la masa a partir de la cual se formaron)y se describe en terminos de una serie de leyes de potencias de la forma,
N(m)dm = Cm−(1+x), (4.5)
en donde N(m)dm cuantifica el numero de estrellas con masa en los rangos de m am + dm dentro de un volumen dado y x, es un exponente adimensional. La IMF deestrellas mas masivas que el Sol fue estimada por primera vez por Edwin Salpeter(Salpeter 1955) quien favorecio un x = 1,35.
La tasa de formacion estelar (SFR) que cuantifica la rapidez con que se presenta laformacion estelar, es una funcion que depende de la cantidad de gas disponible en unagalaxia para ser convertido en estrellas. Si para discos galacticos se define la cantidadN(Mv, t) como el numero de estrellas entre magnitudes Mv − 1/2 y Mv + 1/2 queen un tiempo t se han formado en la secuencia principal, ası entonces, la tasa deformacion estelar estara dada por la variacion en el tiempo de esta cantidad, dN(Mv ,t)
dt.
Para una funcion inicial de masa independiente del tiempo, la tasa de formacion estelarse expresa,
dN(Mv, t)
dt= Φ(Mv)f(t) (4.6)
82
donde Φ(Mv) es la funcion de luminosidad de las estrellas formadas y f(t) es la funcionde cambio. Para, t = 0, punto en el que comienza la formacion estelar (para el casogalactico, el tiempo de formacion de la galaxia) y t = 1, la epoca actual, se encuen-
tra que la tasa de formacion estelar se expresa por N(Mv, 1) = Φ(Mv)∫ 1
0f(t)dt. Si∫ 1
0f(t)dt = 1, entonces Φ(Mv) = N(Mv, 1), la funcion de luminosidad esta dada por el
conteo de estrellas desde la formacion de la galaxia hasta el dıa de hoy (Schmidt 1959,1963). Searle et al. (1973) llevaron a cabo un estudio, con base en modelos evolutivosde sıntesis estelar, de la actividad de formacion estelar en galaxias con un antiguedadde 1010 anos, ellos concluyen que la tasa de formacion estelar promediada en ampliasregiones de una galaxia y en periodos suficientemente largos de tiempo, es una funcionque disminuye con el tiempo y que galaxias diferentes pero del mismo tipo morfologicopresentan, para esta tasa de formacion, tiempos diferentes de decaimiento.
Los trabajos previos permitieron evidenciar la relacion que existe entre la SFR y eldesarrollo de la formacion estelar a lo largo de la secuencia principal de Hubble; deotra parte, permitieron hacer predicciones asociadas a la evolucion de la SFR en eltiempo. Posteriormente, Kennicutt (1998) llevo a cabo una revision de la actividad deformacion estelar en discos y regiones nucleares de galaxias en la secuencia de Hubble,dentro de un marco fısico e interpretativo comun. En esta direccion, el uso de modelosde sıntesis (Leitherer et al. 1996) brindan relaciones entre la SFR por unidad de masao luminosidad y el color integrado de la poblacion estelar.
La revision hasta aquı presentada de estos parametros y cantidades permite, en pri-mer lugar, afirmar que la tecnica de mapeo de reberveracion proporciona un metodoadecuado y valido para la determinacion de la masa del agujero negro (Vestergaard,2004) y como se presento en la seccion 1.4, en la determinacion del tamano de la BLR;y, en segundo lugar, que en el marco de las diferentes calibraciones establecidas paradeterminar la tasa de formacion estelar, es particularmente util en este estudio haceruso de la alternativa basada en la emision de la banda de PAH. Ası entonces se vio laposibilidad de investigar como la region de lıneas anchas y la tasa de formacion este-lar, cantidades estrechamente vinculadas con los procesos fısicos en la region nuclear ycircumnuclear de AGNs y galaxias ULIRGs, pueden estar relacionadas.
En la actual discusion sobre la conexion AGN-starburst, un analisis en esta direccion nose ha planteado aun en la literatura; ası entonces, la seleccion de estas dos cantidadestiene como objetivo en esta tesis, contrastar un indicador de la potencia del nucleoactivo, dado por la dimension de su principal region emisora de lıneas, la BLR, conotro asociado a la actividad de formacion estelar, basado en la emision de PAH y delcontinuo en el FIR. Una vez analizada la relacion entre estas cantidades, se buscavincularla con los demas resultados derivados en el presente estudio y ubicarla en elmarco de la segunda hipotesis de trabajo presentada en la seccion 1.6. En el presentetrabajo se utilizaron las observaciones en 5100 A y en rayos X duros (2-10 keV), parala determinacion de las dimensiones de la region de lıneas anchas; mientras que, para
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la estimacion de la tasa de formacion estelar, se hizo uso de las observaciones de labanda de PAH en 7.7 µm y las observaciones en el infrarrojo lejano (Tabla 8.1)
4.1. Escala de tamano de la region de lıneas anchas
Los procesos asociados a la actividad del gas en la region de lıneas anchas de los AGNsjuegan un papel fundamental para describir el comportamiento de todo el sistema.Historicamente, los modelos de fotoionizacion han permitido indagar por la metalicidad,enriquecimiento quımico y enfriamiento del gas presente en esta region ası como laforma del continuo ionizante. De otra parte permitieron hacer las primeras estimacionesde las dimensiones de la BLR. El tamano de la BLR proyectada en el cielo es apenas deunas decenas de microsegundos de arco para AGNs cercanos por lo que no se resuelveespacialmente; ası, los modelos de fotoionizacion permitieron llevar a cabo estimacionesque resultaron estar afectadas por un factor 10x mayor al ser comparadas con los valoresmas recientes derivados de las tecnicas de reverberacion. Las estimaciones actuales detamano conducen a valores que van de dıas-luz hasta algunas semanas-luz (∼ 1016 −1017cm). Kaspi et al. (2000) llevo a cabo, con base en medidas de reverberacion en eloptico (5100 A), una determinacion de la escala de tamano de la BLR que le conduce
a una relacion de la forma L(5100 A)0,70±0,03
, estimacion que se depura y se amplia aotras regiones del continuo (Kaspi et al. 2005) y cuyas relaciones se presentan en lasecuaciones 1.5 y 1.6 del capıtulo de introduccion de esta tesis.
Con los datos disponibles en la literatura (tablas 4.2, 4.3 y 4.4), se llevo a cabo un graficode logR(BLR) con base en la emision en el optico, en funcion del corrimiento al rojo zde la galaxia (panel superior, figura 4.1); los puntos presentados en la grafica senalanque las dos variables estan muy bien correlacionadas y para los datos se encuentra lasiguiente ecuacion:
logR(BLR) = [2.6589± 0.0743] + [0.968± 0.057]log z, (4.7)
con un factor de correlacion de r = 0.934. El ajuste muestra la tendencia a encontrarmayores dimensiones de la BLR a medida que aumenta z.
Ahora, haciendo uso de la relacion derivada por Kaspi et al. (2005), se estimo, parauna parte de la muestra, el tamano de la BLR con base en la emision en rayos X duros(ecuacion 1.6) y se llevo a cabo un grafico del tamano de la BLR en terminos de z.En la parte inferior de la figura 4.1, se presenta el diagrama de puntos y la recta deajuste encontrada para el tamano de la BLR, en terminos de corrimiento al rojo; talcomo el caso optico, la tendencia de encontrar mayores tamanos de la BLR a mayoresdistancias se conserva. La ecuacion derivada es,
log RBLR-rayos x duros = [2.577± 0.144] + [1.022± 0.088]log z, (4.8)
842.5
2.0
1.5
1.0
0.5
0.0
logR
BLR
[λL λ
(510
0A)]d
ías-
luz
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5
log[z]
Type 1 PGType 1 3CRType 1 Seyfert
2
1
0
-1logR
BLR
[rayo
s x
duro
s*]d
ías-
luz
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0
log[z]
Type 1 PGType 1 3CRType 1 SeyfertType 2 SeyfertType ULIRG-Sy2
Figura 4.1: Panel superior: Relacion tamano-luminosidad RBLR con base en λLλ(5100 A)en terminos de z. Panel inferior: Relacion tamano-luminosidad RBLR con base en la lumi-nosidad corregida por absorcion L(2−10 keV) en terminos de z. Las rectas, trazadas en colorverde, muestran los dos ajustes encontrados para las dos series de datos.
el factor de correlacion para este caso es r = 0.82. Estos dos resultados permitenconfirmar que la existencia de AGNs con mayores tamanos de la BLR se asocia a unamayor distancia y a la vez con una mayor actividad del AGN.
4.2. Tasa de formacion estelar (SFR)
Calibraciones del ritmo de formacion estelar a lo largo de la secuencia de Hubble hansido presentadas en el trabajo llevado a cabo por Kennicutt (1998). Estas calibracionesdependen linealmente de la luminosidad de la fuente en varios rangos del continuo(infrarrojo lejano -FIR-) y tambien de varias lıneas de emision, tales como Hα, Hβ,Pα, Pβ, Brα, Brγ y lıneas de baja probabilidad como O II.
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Tabla 4.1: Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar paralas galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2 con base en las observaciones en el optico, rayos X duros yPAH.
log[RBLR] log[RBLR] SFR log[RBLR] log[RBLR] SFRSeyfert 1 log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm Seyfert 2 log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm
Mkn335 -1.59 1.25 0.97 7.93 Mrk334 -1.66 - - 29.03NGC863(Mrk590) -1.58 1.22 1.26 17.11 Mrk993 -1.81 - 0.11 -NGC4235 -2.09 - 0.37 1.00 Mrk573 -1.77 - -0.23 -NGC4253(Mrk766) -1.89 - 0.70 3.22 NGC4388 -2.07 - 0.75 1.96NGC5548 -1.77 1.02 1.17 7.85 NGC5256(Mrk266SW) -1.55 - 0.09 4.73Mrk817 -1.50 1.22 - 6.64 NGC5347 -2.11 - -0.62 0.37NGC5940 -1.47 - - 23.56 NGC5674 -1.60 - 1.02 14.00NGC7469 -1.79 1.15 1.01 24.66 NGC5929 -2.08 - 1.13Mrk530(NGC7603) -1.53 - - 5.78 NGC7674 -1.54 - 0.29 14.19NGC931(Mrk1040) -1.78 - - 2.20 NGC7682 -1.77 - 0.82 -3C120 -1.48 1.45 2.13 - Mrk938 -1.71 - -0.12 -Mrk79 -1.65 1.17 1.16 - NGC513 -1.71 - 7.11NGC2639 -1.95 - -0.71 - F01475-0740 -1.75 - -0.02 -Mrk704 -1.53 0.96 0.84 - NGC1125 -1.96 - - 3.96NGC2992 -2.11 - 0.83 - NGC1241 -1.87 - - 4.49IC4329A -1.79 0.81 0.68 29.29 NGC1667 -1.82 - 0.50 14.86Mrk509 -1.46 1.54 1.53 14.18 NGC4501-S1-2 -2.12 - -0.91 -Mrk478 -1.10 - 1.29 - NGC4968 -2.01 - -0.40 -NGC3227 -2.41 0.18 -0.13 1.58 MCG-3-34-64 -1.78 - 0.62 -Fairall9 -1.33 1.52 1.49 47.10 NGC5135 -1.86 - -0.41 -NGC1566 -2.30 - - 1.76 MCG-2-40-4 -1.60 - 1.19 -Ark120 -1.49 1.51 1.38 18.67 F15480-0344 -1.52 - 0.15 -NGC4051 -2.63 -0.07 -0.10 0.22 NGC7172 -2.06 - 0.57 -NGC4593 -2.05 0.72 0.73 1.69 IC3639 -1.96 - -0.81 -IRAS12495-1308 -1.83 - - 2.40 Mrk34 -1.30 - 0.40 -MCG-6-30-15 -2.11 - - 0.58 NGC1068 -2.42 - -0.29 0.61Mrk279 -1.52 1.26 1.33 4.66 NGC5033 -2.53 - -0.56 0.96Mrk841 -1.44 - 1.25 20.48 IRAS 22377+0747 -1.60 - 6.80ESO141-G55 -1.44 - - 14.04 NGC4579 -2.30 - -0.18 0.81Ark564 -1.61 - 1.02 5.08 NGC5273 -2.45 - -0.22 0.08NGC526a -1.72 - 1.11 6.27 NGC7314 -2.32 - 0.17 0.38MCG8-11-11 -1.69 - - 9.49 NGC1097 -2.37 - -0.49 1.11NGC3516 -2.05 0.58 0.94 1.22 NGC1386 -2.54 - -1.26 0.57
- Mrk3 -1.87 - 0.45 5.00- NGC3982 -2.43 - -1.50 0.99- NGC4507 -1.93 - 1.08 3.44- Mrk673 -1.44 - - 70.31- IC4397 -1.83 - - 9.28- NGC5728 -2.03 - -0.14 9.03- NGC5953 -2.18 - -1.77 9.63- ESO137-G34 -2.04 - 2.24- Mrk507 -1.25 - - 42.12- NGC7592 -1.61 - - 63.22
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Tabla 4.2: Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar paralas galaxias LIRG y starburst con base en las observaciones en el optico, rayos X duros yPAH.
log[RBLR] log[RBLR] SFR log[RBLR] log[RBLR] SFRLIRGs log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm Starburst log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm
Arp299A -1.98 - -0.38 - IC342 -3.99 - - 0.00NGC6240 -1.61 - 0.27 649.55 Mrk52 -2.15 - - 0.72Iras23060+0505 -0.76 - - 934.58 NGC0520 -2.12 - - 5.36NGC253 -3.09 - - 16.97 NGC0660 -2.55 - -2.01 1.46Iras15250+3609 -1.26 - -0.62 - NGC1222 -2.09 - - 2.05Iras17208-0014 -1.37 - -0.29 1295.92 NGC1365 -2.26 - 0.00 1.26CygnusA -1.25 - 1.52 - NGC2146 -2.53 - -0.83 3.42ULIRG-LINER NGC2623 -1.73 - - 9.08IRAS00188-0856 -0.89 - 0.17 58.82 NGC3256 -2.03 - - 10.20IRAS12112+0305 -1.14 - -0.01 51.90 NGC3310 -2.48 - - 0.39IRAS16090-0139 -0.87 - 0.15 103.80 NGC3556 -2.63 - -1.12 0.11ULIRG-HII NGC3628 -2.55 - -1.85 1.03IRAS10190+1322E -1.11 - -0.16 41.52 NGC4088 -2.60 - - 0.10ULIRG-S2 NGC4194 -2.08 - - 6.76IRAS13428+5608(Mrk273) -1.43 - 0.35 NGC4676 -1.66 - - 6.92IRAS15130-1958 -0.96 - -0.04 NGC4818 -2.45 - - 0.80ULIRG-S1 NGC4945 -2.73 - - 0.94IRAS01572+0009(Mrk1014) -0.79 - 1.48 104.37 NGC7252 -1.80 - - 7.58IRAS11598-0112 -0.82 - 0.91 - NGC7714 -2.03 - -0.58 3.24IRAS12265+0219(3C273) -0.80 - 2.46 35.87 NGC1614 -1.80 - - 41.51IRAS12540+5708(Mrk231) -1.38 - 0.48 1326.31
Schweitzer et al. (2006) mostraron en un conjunto de QSOs cercanos que la emisionen el FIR es dominada por actividad de formacion estelar y que esta actividad secorrelaciona con la potencia de la maquina central del AGN. La actividad de formacionestelar tambien fue corroborada con las observaciones de PAHs (Spitzer IRS). En untrabajo reciente Maiolino et al. (2007), utilizando la luminosidad de la banda de PAHen 7.7 µm, derivaron una expresion para la tasa de formacion estelar (SFR) (ecuacion4.9) y la aplicaron para estimar la SFR en una muestra de 29 QSOs muy luminososa 2<z<3.5, utilizando observaciones del infrarrojo medio tomadas con el instrumentoIRS del telescopio Spitzer. La expresion es:
SFR[M�yr−1] = 3.46× 10−42L(PAH7,7µm)[erg s−1]. (4.9)
Con base en esta estimacion y haciendo uso de las observaciones de PAH de la muestrade Schweitzer et al. (2006) y los correspondientes datos en el optico de Marziani et al.(2003), Maiolino et al. (2007) construyeron el diagrama presentado en la figura 1.5. Eldiagrama muestra que para QSOs con alto corrimiento hacia el rojo, no se observa lapresencia de PAHs; este resultado se deriva al normalizar el espectro de los QSOs aaltos z con respecto al flujo en 6.7 µm. Sin embargo, determinan una cota limite parael flujo de PAH. La determinacion de una cota entre la actividad de formacion estelary la potencia de los QSOs, proporciona una clave para entender los procesos presentesentre el agujero negro supermasivo y la masa de la galaxia a altos corrimientos al rojo.
Para QSOS a z ∼ 2 Peng et al. 2006 y McLure et al. 2006, encontraron que para un
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Tabla 4.3: Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar paraquasares PG con base en las observaciones en el optico, rayos X duros y PAH.
log[RBLR] log[RBLR] SFR log[RBLR] log[RBLR] SFRQuasares PG log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm Quasares PG log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm
PG0003+158 -0.346 - - - PG1307+085 -0.810 - 1.469 55.221PG0003+199 -1.589 - 0.977 0.612 PG1309+355 -0.735 1.693 1.289 71.089PG0007+106 -1.049 - 1.514 7.348 PG1310-108 -1.469 - - 1.838PG0026+129 -0.848 1.804 1.728 4.808 PG1322+659 -0.775 - 1.401 13.460PG0043+039 -0.415 - - 35.345 PG1341+258 -1.060 - - 2.256PG0049+171 -1.194 - - 1.357 PG1351+236 -1.260 - - 15.108PG0050+124(IZW1) -1.214 1.555 1.355 20.503 PG1351+640 -1.055 1.900 - 16.077PG0052+251 -0.810 1.666 1.898 27.690 PG1352+183 -0.818 - 1.457 216.394PG0157+001 -0.788 - 1.480 118.101 PG1354+213 -0.523 - - 16.096PG0804+761 -1.000 1.638 1.690 11.592 PG1402+261 -0.785 - 1.483 28.326PG0838+770 -0.883 1.459 - 16.596 PG1404+226 -1.009 - 0.423 5.598PG0844+349 -1.194 - 1.265 4.232 PG1411+442 -1.048 1.562 0.782 -PG0921+525 -1.452 - 1.368 0.487 PG1415+451 -0.945 - 1.141 14.272PG0923+201 -0.721 - - 8.369 PG1416-129 -0.888 - 1.940 6.200PG0923+129 -1.535 - 1.042 5.476 PG1425+267 -0.437 - 2.015 39.928PG0934+013 -1.298 - - 4.800 PG1426+015 -1.063 1.652 1.413 5.894PG0946+301 0.087 - - 464.447 PG1427+480 -0.656 - 1.495 9.026PG0947+396 -0.687 - 1.600 10.645 PG1435-067 -0.900 1.617 - 4.627PG0953+414 -0.631 2.011 1.812 50.457 PG1440+356(Mrk478) -1.102 1.500 1.286 27.901PG1001+054 -0.795 1.521 0.735 6.483 PG1444+407 -0.573 - 1.437 17.984PG1004+130 -0.618 2.197 - 22.281 PG1448+273 -1.187 - 0.933 5.541PG1011-040 -1.237 - 0.234 1.248 PG1501+106 -1.439 - 1.253 1.494PG1012+008 -0.729 - 1.258 14.099 PG1512+370 -0.431 - 1.928 20.025PG1022+519 -1.347 - 0.839 5.646 PG1519+226 -0.863 - - 7.335PG1048+342 -0.777 - 1.424 6.106 PG1534+580 -1.529 - 1.013 0.840PG1048-090 -0.463 - - 25.867 PG1535+547 -1.410 - 0.450 0.623PG1049-005 -0.444 - - 100.382 PG1543+489 -0.398 - 1.580 35.963PG1100+772 -0.507 - 2.012 66.843 PG1545+210 -0.578 - 2.030 80.973PG1103-006 -0.373 - - 21.364 PG1552+085 -0.924 - - 2.814PG1114+445 -0.842 - 1.465 5.481 PG1612+261 -0.883 - - 5.222PG1115+407 -0.811 - 1.344 40.354 PG1613+658(Mrk876) -0.889 1.831 1.563 33.288PG1116+215 -0.753 1.928 1.669 68.507 PG1617+175 -0.949 1.548 - 3.768PG1119+120 -1.299 - - 3.773 PG1626+554 -0.876 1.652 1.500 5.507PG1121+422 -0.648 - - 11.739 PG1634+706 0.125 - 2.469 612.947PG1126-041(Mrk1298) -1.222 1.224 - 2.933 PG1700+518 -0.535 2.508 - 321.920PG1149-110 -1.310 - - 1.018 PG1704+608 -0.430 - 2.015 95.299PG1151+117 -0.753 1.680 - 68.227 PG2112+059 -0.332 - - 34.522PG1202+281 -0.782 - 1.666 25.520 PG2130+099 -1.201 - 1.092 11.034PG1211+143 -1.092 1.749 1.237 7.890 PG2209+184 -1.155 - - 4.284PG1216+069 -0.480 - 1.773 24.719 PG2214+139(Mrk304) -1.182 1.624 1.140 2.320PG1226+023 -0.800 - 2.499 35.870 PG2233+134 -0.487 - 1.483 101.290PG1229+204(Mrk771) -1.201 1.438 1.050 1.420 PG2251+113 -0.487 2.473 - 38.599PG1244+026 -1.317 - 0.906 2.706 PG2304+042 -1.377 - - 0.537PG1259+593 -0.321 - - 24.195 PG2308+098 -0.363 - - 33.578PG1302-102 -0.555 2.156 - 26.183 PG2349-014 -0.759 2.183 1.885 9.430
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Tabla 4.4: Estimacion de las dimensiones de la BLR y de las tasas de formacion estelar pararadiogalaxias 3CR con base en las observaciones en el optico, rayos X duros y PAH.
log[RBLR] log[RBLR] SFR log[RBLR] log[RBLR] SFRQuasares 3CR log(z) 5100 A Rayos X 7.7 µm Quasares PG log(z) 5100 A (Rayos X) 7.7 µm
3C6.1 -0.076 - 1.932 - 3C275.1 -0.256 - 1.674 30.6163C15 -1.137 - - 1.836 3C280 -0.002 - 1.339 59.1383C20 -0.759 - - 24.065 3C292 -0.149 - 1.505 -3C22 -0.029 - - - 3C293 -1.346 - 0.684 5.3203C28 -0.709 - - 7.577 3C295 -0.333 - - 18.5473C29 -1.346 - - 1.007 3C298 0.158 - 2.686 410.5223C33 -1.224 - - 1.416 3C300 -0.569 - - 16.4183C33.1 -0.742 - - 35.151 3C303.1 -0.573 - - 17.9443C47 -0.372 - 1.937 33.500 3C309.1 -0.043 - 2.320 59.6763C48 -0.435 - 1.974 405.930 3C310 -1.269 - - 0.5753C55 -0.134 - - 64.375 3C315 -0.965 - - -3C61.1 -0.726 - - 5.374 3C318 0.197 - - 836.9273C65 0.070 - - 384.744 3C319 -0.717 - - 5.6163C75 -1.635 - - 0.117 3C321 -1.017 - 0.687 39.8233C76.1 -1.488 - - 0.301 3C323.1 -0.578 - 2.030 80.9733C79 -0.592 - - 44.243 3C325 0.055 - - 85.3303C83.1 -1.600 - - 0.151 3C326 -1.048 - - 3.2903C84 -1.756 - 1.126 - 3C330 -0.260 - 1.248 50.0933C109 -0.515 - 2.220 108.256 3C334 -0.256 - 1.962 118.3803C123 -0.662 - - 19.149 3C336 -0.033 - - -3C129 -1.682 - - 0.103 3C337 -0.197 - - -3C138 -0.120 - - - 3C340 -0.110 - - -3C147 -0.264 - - - 3C343 -0.005 - - -3C153 -0.558 - - 20.315 3C343.1 -0.125 - - -3C172 -0.285 - - 30.343 3C348 -0.812 - - 12.7243C173.1 -0.534 - - 17.520 3C351 -0.430 - 1.831 95.2993C175 -0.114 - - 66.763 3C352 -0.093 - - -3C184 -0.003 - 1.800 - 3C356 0.033 - - 131.0993C192 -1.224 - - 1.015 3C371 -1.292 - 0.830 3.6523C196 -0.060 - - 70.351 3C380 -0.160 - 2.450 53.9223C200 -0.339 - 1.110 - 3C381 -0.795 - - 8.1903C216 -0.174 - - 83.321 3C382 -1.238 - - 19.2773C219 -0.758 - 1.474 6.045 3C386 -1.773 - - -3C220.1 -0.215 - 1.663 71.477 3C388 -1.038 - - 2.0053C220.3 -0.167 - - 321.599 3C390.3 -1.251 1.307 1.632 13.7803C234 -0.733 - - 20.359 3C401 -0.697 - - 7.2333C244.1 -0.369 - - 25.481 3C403.1 -1.256 - - 0.5083C249.1 -0.507 - 2.012 66.843 3C405 -1.251 - 1.519 6.8323C263 -0.190 - 1.626 38.699 3C427.1 -0.243 - 0.750 47.6783C263.1 -0.084 - - 44.974 3C433 -0.993 - 1.490 5.6753C265 -0.091 - 1.707 270.110 3C436 -0.669 - - 12.1913C268.1 -0.013 - - 93.485 3C438 -0.538 - - 19.4973C270 -2.127 - -0.320 - 3C441 -0.150 - - -3C272 -0.025 - - - 3C445 -1.250 - 1.260 3.0963C272.1 -2.451 - -1.366 - 3C452 -1.091 - - 2.1783C274 -2.361 - -0.468 - 3C465 -1.520 - - 0.5203C274.1 -0.375 - - 22.412
89
valor de masa del agujero negro, la masa estelar es mas baja que la esperada paraobjetos del universo local.
Con los antecedentes ya presentados y para contrastar los resultados en ellos presen-tados, se propone de nuevo estimar en esta tesis la tasa de formacion estelar (Tablas4.2, 4.3 y 4.4) para una submuestra de la base general 8.1, que incluye AGNs cercanostipo 1 tales como quasares, radiogalaxias y Seyferts 1.
En el panel superior de la figura 4.2 se presenta un grafico del conjunto de datospara la emision en el optico y la SFR. Se observa que la distribucion es similar a lapresentada por Maiolino et al. (2007) (figura 1.5). La relacion observada entre la SFRmedida usando la banda de PAH y un indicador directo de la tasa de acrecion demasa tal como el continuo en 5100 A, incluidas ahora las galaxias Seyfert 1 (panelsuperior), fortalece la conexion entre la actividad de formacion estelar intensa y elnucleo activo (FEI-AGN), ya senalada en los trabajos de Schweitzer et al. (2006),Maiolino et al. (2007) y Veilleux (2008). Otro aspecto que se observa en la figura 4.2,es que la conexion FEI-AGN es mas fuerte para objetos con luminosidades mas altas.En este punto surge entonces la pregunta, ¿La SFR y la BLR crecen indefinidamente?La respuesta es negativa y como ya se menciono, se circunscribe a los resultados deMaiolino et al. (2007); quienes establecen que para QSOs con luminosidades superioresa 1045 erg s−1, la emision de PAH esperada de la actividad de formacion estelar no sedetecta en el espectro promedio; sin embargo, estiman un lımite superior para la SFRde ∼700 M� ano−1 para luminosidades en 5100 A del orden de 1047 ergs s−1.
Usando la estimacion del tamano de la BLR con base en la emision de rayos X corregidapor absorcion, se ha elaborado un grafico de la tasa de formacion estelar SFR-PAHcomo funcion de RBLR (panel inferior, figura 4.2). Como se observa, las dos variablesestan correlacionadas y se encuentra que objetos del universo local (z< 0,3), con valoresmas altos en RBLR, estan asociados a mayores tasas de formacion estelar. De la mismamanera que para el caso optico en 5100 A, las observaciones permitieron incluir unamuestra de Seyfert 1; ahora, en la grafica de SFR versus RBLR, se incluyen tambienlas galaxias Seyfert 2; las galaxias Seyfert 1 y 2 estan asociadas a AGNs de bajaluminosidad contrariamente a los quasares (Veilleux 2008), el resultado presentado enel panel inferior de la grafica 4.2, basado en el uso de los rayos X, sugiere que para estamuestra de observaciones, incluidas las Seyfert, la actividad de formacion y la potenciadel AGN estan correlacionadas.
Ahora, con base en la estimacion de la tasa de formacion estelar, se va a plantear,usando el cociente MIR/FIR para los objetos de la base 8.1, un nuevo diagrama depuntos. La figura 4.3 presenta la distribucion de la muestra en el indicador L(12, 60)y de la tasa de formacion estelar. Al igual que en los otros diagramas de diagnosticopresentados, el marco a trazos senala la posicion en donde se ubican los objetos conmayor actividad estelar. Es particularmente interesante observar como este diagrama,discrimina del resto, al conjunto de galaxias ULIRGs-HII y ULIRGs-LINER, quienes
90
2.0
1.5
1.0
0.5
0.0
-0.5
log[
SFR
-PA
H]M
sol/a
ño
44.544.043.543.042.542.0
log [λLλ(5100 Å) ] erg/s
Tipo 1 PGTipo 1 QuasarTipo 1 3CRTipo 1 Seyfert
2.0
1.5
1.0
0.5
0.0
-0.5
-1.0
log[
SFR
-PA
H]M
sol/a
ño
1.51.00.50.0-0.5
logRBLR[Rayos X duros*]días-luz
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 Seyfert
Figura 4.2: Panel superior: Tasa de formacion estelar usando la emision de PAH(7.7 µm)como funcion de la luminosidad en el optico. Datos en azul y sımbolos ⊕, ./, provenientes deYong et al. (2007), datos en azul y sımbolo •, tomados de Imanishi & Wada (2004) y Clavel etal. (2000). Panel inferior: Tasa de formacion estelar usando la emision de PAH(7.7µm) comofuncion del tamano estimado de la BLR, (RBLR). Datos en rojo y sımbolo �, provenientes deImanishi (2003) y Clavel et al. (2000)
91
3210-1-2
log[SFR-PAH]Msol/año
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
Type 1 PGType 1 3CRType 1 SeyfertType 2 SeyfertType ULIRG-HIIType ULIRG-LinerType ULIRG-Sy1Type ULIRG-Sy2Type StarburstType LIRG
Figura 4.3: Grafico del indicador L(12, 60) en terminos de la tasa de formacion estelar cal-culada usando la luminosidad en 7.7 µm de la banda de PAH. Las regiones separadas porcuadros a trazos representan zonas de agrupacion de algunos de los objetos de la muestra, enparticular, las ULIRGs y una parte de los AGNs. Estas agrupaciones presentan similitud yequivalencia con los diagramas de red presentados por Farrah et al. (2009) (ver texto).
ocupan una region delimitada por valores de SFRs entre 24 y 105 masas solares porano (ovalo vertical del diagrama). De otra parte, las galaxias LIRGs: NGC 6240, IRAS23060+0505 e IRAS 17208-0014, junto con la ULIRG-Seyfert 2 Mrk 273 y la ULIRG-Seyfert 1 Mrk 231, parecen ser extremos “outliers” que se ubican en parte derecha dela figura.
Una observacion detallada de la SFR para las galaxias Seyfert 2 y Tipo 1 (figura 4.3)da un argumento adicional en favor del modelo unificado, en el sentido que la tasa deformacion estelar cubre rangos similares, independiente del tipo de AGN; este resultadopermite validar, tal como lo indica Clavel et al. (2000) e Imanishi et al. (2003), quelos mayores valores observados en el ancho equivalente para las Seyfert 2 (figura 3.7)estan vinculados con una variacion en el continuo, asociada esta, a la contribucion dela fuente central a la emision en el MIR.
Una ampliacion de la zona enmarcada por el cuadro externo delimitado por lıneas ypuntos (figura 4.3), se muestra en el grafico superior de la figura 4.4, pero conteniendosolo los objetos comunes de la base 8.1, que se cruzan de los datos del trabajo de Farrahet al. (2009). En el indicador L(12, 60), la muestra se despliega en objetos con dominiode la emision de polvo calido, desde la ULIRG-LINER ARP 220 hasta objetos conemision de polvo mas caliente como es el caso del quasar PG2130+099, mientras queen el eje horizontal aparecen las galaxias con tasas de formacion estelar entre 3 y 1260
92
3.02.52.01.51.00.5
log[SFR-PAH]Msol/año
-1.5
-1.0
-0.5
0.0lo
g[L(
12 µ
m)/L
(60 µ
m)]
PG2130+099
PG1351+640
PG1119+1203C273
Mrk 1014 Mrk231
ARP 220
IRAS14348-1447
IRAS12112+0305
IRAS11095-0238
IRAS16090-0139
Mrk273
Figura 4.4: Panel superior: Ampliacion de la zona ocupada por las galaxias ULIRGs y otrosobjetos de la muestra general presentada en la grafica 4.3. Panel inferior: Estructura de redgenerada para una muestra de ULIRGs y QSOs, utilizando un algoritmo de conectividad enrazon a una regla bayesiana que discrimina entre la similitud entre pares de espectros de lamuestra Farrah et al. (2009). En las graficos se identifican miembros de cada muestra: ARP220 es 7, IRAS14348-1417 es 4, Mrk 273 es 9, IRAS 12112+0305 es 3, IRAS11095-0238 es 52,IRAS16090-0139 es 70, Mrk 1014 es 97, Mrk 231 es 8, PG1351+640 es 101, PG1119+120 es99, 3C273 es 96 y PG2130+099 es 102.
93
masas solares por ano.
Con el fin de enmarcar la distribucion particular de los puntos en el panel superior de lafigura 4.4, es necesario introducir los resultados derivados por Farrah et al. (2009); eneste trabajo, ellos construyen un estimador bayesiano que determina que tan similaresson dos espectros de la muestra y llevan todas las combinaciones de pares, usandometodos de construccion de grafos, a un diagrama de interconectividad. Este diagramaes presentado en el panel inferior de la figura 4.4, allı se identifican tres regiones: laregion marcada como (a) y centrada alrededor del objeto numero 29 (IRAS 03000-2919), interconectados a ese objeto se encuentra el 60 % de la muestra; la region menormarcada con (b) y centrada alrededor del objeto 15 (IRAS00275-2859) y finalmenteuna zona (c), centrada en el objeto 97 (Mrk1014). La mayor parte de objetos del grupo(a) son ULIRGS-LINERs y ULIRGS-HII, mientras que en la region (b) los objetostienen espectros caracterısticos de Seyfert 1 y Seyfert 2, acompanados de un numeromenor de LINERS y HII; y en la zona (c) aparecen en igual numero cada una de lasespecies.
Un diagrama similar en la distribucion de la muestra, pero haciendo uso de los anchosequivalentes de PAH en 6.2 µm y 11.3 µm como indicadores de las tasas de formacionestelar, es presentado tambien por Farrah et al. (2009); para el diagrama asociado a laemision en 11.3 µm, senalan a la region (a) como aquella en donde la muestra presentala emision de PAH mas intensa, mientras que la emision va declinando hacia los objetosen las regiones (b) y (c), hasta alcanzar el extremo de la region (b), extremo superior dela figura de grafos presentada en el panel inferior de la figura 4.4, en donde la emisionde PAH es insignificante.
Farrah et al. (2009) proponen en su trabajo un paradigma evolucionario enmarcadobajo los siguientes elementos: i) Los grupos de galaxias (a), (b) y (c) son distintos yrepresentan fases evolutivas, ası, el grupo (a) es la primera etapa, seguido de (b) o (c);ii) la primera fase es la representada por las ULIRGs interactuantes y avanza desde elencuentro inicial hasta su completa fusion; iii) despues de la fusion, la siguiente etapafase (b) esta marcada por la disminucion de la contribucion de la actividad estelar a laemision en el infrarrojo medio, con un incremento de la emision asociada al AGN; losobjetos en las etapas finales de esta fase se convertiran en QSOs opticos; iv) los objetosposicionados en la etapa (c), mantienen una emision en el infrarrojo medio, balanceadapor la accion de la actividad estelar y del AGN.
La numeracion de la muestra presentada en el diagrama de red (panel inferior de lafigura 4.4), permite cruzar una parte de los objetos con los mismos localizados en elpanel superior de la figura. Ası, el objeto 7 corresponde a ARP 220, el objeto 4 conIRAS14348-1417, el objeto 9 con Mrk 273, el objeto 3 con IRAS 12112+0305, el objeto52 con IRAS11095-0238, el objeto 70 con IRAS16090-0139, el objeto 97 con Mrk 1014,el objeto 8 con Mrk 231, el objeto 101 con PG1351+640, el objeto 99 con PG1119+120,el objeto 96 con 3C273 y el objeto 102 con PG2130+099. Este cruce de informacion
94
permite encontrar una clara correspondencia entre la distribucion de la muestra en eldiagrama de red del trabajo de Farrah et al. (2009) y sus zonas, con la distribucionde la muestra en la figura ampliada del indicador L(12, 60) en terminos de la tasa deformacion estelar (SFR-PAH). Adicionalmente, los objetos que aparecen por fuera dela zona marcada por el cuadro azul, parecen compartir tambien diferentes fases de estasecuencia evolutiva, tal como se observa en la discriminacion de la muestra en el ejevertical y que inicia con la emision de polvo (starburst-ULIRGS) y que se extiendehasta el dominio del polvo caliente (objetos Tipo 1).
En resumen, la determinacion del tamano de la BLR y la tasa de formacion estelar,permitio encontrar, en primer lugar, una correlacion entre el tamano de la BLR y la tasade formacion estelar en un conjunto de galaxias que cubren a objetos Tipo 1 y Seyfert2 (panel inferior, figura 4.2); y, en segundo lugar, el diagrama de diagnostico (figura4.3) presentado por primera vez en este trabajo de tesis, es completo y adecuado paraseparar la muestra de objetos por sus diferencias en la emision de polvo en el infrarrojoy por la actividad de formacion estelar, medida en este caso por la tasa de formacionestelar, quien a la vez brinda un soporte adicional para el conjunto de objetos deesta muestra al modelo unificado. De otra parte, este diagrama fortalece y expandehacia una muestra de objetos mayor, los escenarios presentados en los diagramas deagrupamiento generados por Farrah et al. (2009).
Capıtulo 5
¿ES POSIBLE VISUALIZAR UNESCENARIO EVOLUTIVOENTRE LAS GALAXIASSTARBURST Y LOS AGNs?
Un aspecto central, tambien asociado a los objetivos de este trabajo, es la hipotesisde una transicion evolutiva entre las ULIRGs y los quasares, planteada inicialmentepor Sanders et al. (1988) y explorada durante la ultima decada por Taniguchi (2003),Storchi-Bergmann et al. (2005), Koulouridis et al. (2006), Storchi-Bergmann (2008) yFarrah et al. (2009). Los antecedentes de esta transicion, presentados en estos trabajos,permiten plantear tres preguntas a resolver con el analisis que se va a desarrollar acontinuacion. En primer lugar, ¿Que papel juegan los PAHs en este escenario evolutivo?;en segundo lugar, ¿Sobre que clase de galaxias de la muestra es posible establecer estatransicion? y finalmente, ¿Como se involucra este escenario en el contexto del modelounificado de galaxias activas?
Sanders et al. (1988) sugieren que las nubes moleculares pueden alcanzar regionescentrales de las galaxias, cuando estas se encuentran en proceso de colision y que, enconsecuencia, se reactivan las etapas de formacion estelar y la actividad del nucleo. Ası,con base en las observaciones de IRAS en 12 µm, 25 µm, 60 µm y 100 µm, proponen laexistencia de una estrecha relacion entre las galaxias ultraluminosas en el infrarrojo y losquasares, aspecto que tambien se soporta en la deteccion de grandes nubes molecularesmediante la observacion de la emision de CO J=1-0, para una muestra de ULIRGs yquasares (Sanders et al. 1989).
Para explorar como se vincula la emision de CO J=1-0 (λreposo = 2.6008 mm) prove-niente de nubes moleculares con la emision de PAH, se tomaron de la literatura varias
95
96
observaciones: Evans et al. 2005, Gao & Solomon. 1999, 2004, Solomon et al. 1997 ySanders et al. 1991 (NRAO 12 m Kitt Peak o IRAM 30 m Pico Veleta-Granada), Yaoet al. 2003 (NRO 45 m), Gondhalekar et al. 1998 (Onsala Space Observatory (OSO) 20m), tabla 8.1) con las que se construyo la figura 5.1. Los datos de esta muestra presen-tan una relacion directa entre la emision de PAH y la emision de CO. Es importanteresaltar de la figura que en el lado superior derecho aparecen preferencialmente lasgalaxias tipo ULIRG; este resultado sugiere que en las galaxias infrarrojas la presenciade nubes moleculares garantiza la emision de PAH, emision que serıa destruida si losPAHs se encontraran en un medio interestelar difuso expuesto a una intensa radiacionionizante (Sandstrom et al. 2010).
44
43
42
41
40
39
log[
L(7.
7 µ
m)]
10.09.59.08.5
log[L(CO J=1-0(2.6008 mm))]
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LINERTipo ULIRG-Seyfert 1Tipo ULIRG-Seyfert 2Tipo StarburstTipo LIRG
Mrk231
Mrk1014
3C273 NGC6240
Figura 5.1: La luminosidad en la banda de PAH en 7.7µm versus la luminosidad de la emisionmolecular de CO J=1-0 . La luminosidad de CO esta en terminos de Lt=K km s−1 pc2
Storchi-Bergmann et al. (2001) caracterizaron un conjunto de 35 galaxias Seyfert 2del universo cercano de acuerdo con la edad de sus poblaciones estelares; ası, ubicaronlas galaxias cuya emision nuclear se asocia a poblaciones estelares que tienen menosde 500 Myr en una primera categorıa (P1), en la segunda (P2) a los objetos conpoblaciones estelares mas viejas (mayores que 1 Gyr) y finalmente en la tercera (P3)estan los objetos en los cuales el continuo azul necesario para reproducir el espectro enel UV cercano puede ser debido tanto a una ley de potencia como a un aglomerado deestrellas jovenes (ambiguous blue continuum) PL/YS (power law/young stars). En estacategorizacion, una galaxia Seyfert que se encuentra en un proceso de interaccion conotra, reinicia su actividad interna como consecuencia del movimiento del gas molecularhacia la region nuclear, alterando los procesos de produccion de energıa en el nucleoy disparando la actividad de formacion estelar, actividad que decrece con el tiempode tal forma que el sistema Seyfert 2 + starburst evoluciona hacia un nucleo activoSeyfert con poblacion estelar vieja.
97
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
3.53.02.52.0
log[EW(7.7 µm-PAH)nm]
Type 1 SeyfertType 2 SeyfertType ULIRG-HIIType ULIRG-LinerType Starburst
NGC5929(SP2)
NGC5033
NGC7674(SP1)
NGC1097
Mrk266
NGC3227
NGC526A
ARP220
NGC2623IRAS14348-1447
NGC1386(SP2)
NGC1068(SP3)Mrk3(SP3)
P1-Starburst
P2-Sy2
P3-Sy1
NGC1667NGC4388
NGC5728
Figura 5.2: Diagrama de diagnostico observacional similar al presentado en la figura 3.7,para un subconjunto de datos de la muestra conformada por pares interactuantes o cercanos(ver tabla 7.3). Las regiones enmarcadas con ovalos delimitan los objetos segun la edad delas poblaciones estelares: P1-starburst poblacion estelar joven, P2-Sy2 dominio de poblacionvieja, P3-Sy1 objetos con un continuo ambiguo en el azul.
Los resultados derivados del trabajo de Storchi-Bergmann et al. (2001) se relacionancon los obtenidos en esta tesis en la figura 5.2. Este diagrama es similar al de la figura3.7, pero ahora se muestran un subconjunto de los objetos que poseen actividad deformacion estelar, algunos de ellos sistemas interactuantes, y un grupo de las galaxiasSeyfert. En la figura se identifican cinco galaxias de la muestra de Storchi-Bergmannet al. (2001): NGC 7674(SP1), es una galaxia Seyfert 2 que hace parte de la primeracategorıa y que se encuentra en interaccion con la galaxia UGC 12608; NGC 1386(SP2) y NGC 5929 (SP2), que corresponden a objetos con poblaciones estelares masviejas, y Mrk 3 (SP3) y NGC 1068 (SP3), que se catalogan dentro de poblacion tres(P3). Koulouridis et al. (2006), para una muestra compuesta por 87 objetos (starburst ySeyfert) del catalogo de IRAS, con corrimientos al rojo entre 0.008 and 0.018, proponenun escenario similar al de Storchi-Bergmann et al. (2001); en este, la interaccion omerger de un par de galaxias conduce inicialmente al disparo de la actividad estelarcon el oscurecimiento de la region nuclear, posteriormente, a medida que las galaxiasse van separando, la actividad se reduce con la consecuente aparicion de un nucleo(Seyfert 2) y finalmente, cuando las galaxias terminan de separarse, se puede dar lugara un AGN Tipo 1 no oscurecido. Una parte de la muestra de Koulouridis et al. (2006)coincide con los objetos seleccionados para este trabajo, estos objetos se posicionan enla zona P1-Starburst (NGC 1614, NGC 4194 y NGC 7714) y en la region P2-Sy2 (NGC1667, NGC 4388 y NGC 5728).
Las categorıas presentadas en los trabajos de Storchi-Bergmann et al. (2001) y de
98
Koulouridis et al. (2006), se replican en la figura 5.2. La demarcacion de la zona ASFRy la separacion dada por los ovalos dibujados en el diagrama 5.2 dan soporte al escenario(a2), presentado en la seccion 3.2.3.
Haas et al. (2003) proponen en un estudio llevado a cabo con 64 quasares una secuenciade siete clases asociado a un camino evolutivo. La secuencia inicia con las fases ULIRGs(calido-0, caliente-1), seguida de la fase quasar (joven-2, en desarrollo-3 y viejo-4) yfinalmente nucleo inactivo-5. (Figura 12, Haas et al. 2003). En el panel superior de lafigura 5.3 se muestra una zona ampliada de la grafica 4.3 para el indicador L(12, 60) y latasa de formacion estelar, calculada en terminos de la emision de PAH (7.7 µm). Sobre elgrafico se han identificado cuatro objetos, las ULIRGs IRAS 17208-0014 y Mrk 231 quese catalogan como calido (cool) y caliente (warm) respectivamente, y los quasares PG0157+001 y PG 1444+407, catalogados como joven (young) y en desarrollo (evolved),respectivamente (Haas et al. 2003). Para una muestra mayor de objetos se construyo elgrafico del indicador L(12, 60) y la tasa de formacion estelar, pero ahora calculada enterminos de la emision en el infrarrojo lejano (ecuacion 1.2), la disponibilidad de mayorcantidad de objetos comunes entre la base de Haas et al. (2003) y la base recopilada paraeste trabajo, permite interpolar los siguientes 10 objetos: IRAS 17208-0014 (ULIRGcalido-0), PG 0157+001 (quasar young-2), Mrk 231 (ULIRG caliente-1), PG 1543+489(quasar joven-2), PG 1634+706 (quasar en desarrollo-3), PG 1700+518 (quasar viejo-4), PG 1444+407 (quasar en desarrollo-4), PG 1545+210 (quasar avanzado-4), PG1229+204 (quasar avanzado-3) y PG1001+054 (quasar en desarrollo-3).
La distribucion sobre el plano de la figura 5.3 de las cuatro galaxias coincidentes enel panel superior, ası como las diez galaxias coincidentes en el panel inferior, replicanel esquema evolutivo planteado por Haas et al. (2003). En este sentido la secuenciacomienza desde la fase ULIRG calida en donde la tasa de formacion estelar es el factordominante en la emision en el FIR, mientras que la emision del polvo en el MIR esmenor; siguiendo esta fase se encuentra la etapa de ULIRG caliente y quasar joven endonde la actividad estelar y la el AGN son los factores dominantes en el calentamientodel polvo y sus correspondientes emisiones en el MIR y FIR; posteriormente, la faseAGN se desarrolla con una disminucion de la tasa de formacion estelar reflejada en unamenor emision en FIR, pero tambien con una menor contribucion del nucleo activo enla emision del polvo; finalmente la emision en el infrarrojo declina para alcazar la fasede quasar viejo.
Finalmente y para avanzar en este analisis es necesario retomar los resultados derivadospor Farrah et al (2009), quienes agruparon una muestra de 102 galaxias, siguiendo unanalisis que incluye inferencia bayesiana y teorıa de grafos. En la figura 5.4 se presentael diagrama de diagnostico del indicador L(12, 60) en funcion del ancho equivalente en7.7µm, pero solo para el conjunto de objetos que coinciden con la muestra de Farrah;sobre esta figura se han trazado tres ovalos etiquetados con las letras A, B y C, queencierran a los objetos agrupados en correspondencia con la clasificacion (a), (b) o (c)de Farrah et al. 2009. Es particularmente importante senalar como los grupos A y C
99
3.02.52.01.51.00.5
log[SFR-PAH]Msol/año
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LinerTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo StarburstTipo LIRG
Cool:IRAS 17208-0014
Warm:Mrk231Young:PG0157+001
Evolved:PG1444+407
3.53.02.52.01.51.0
log[SFR-FIR]Msol/año
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
Cool:IRAS17208-0014
Warm:Mrk231
Young:PG0157+001
Young:PG1543+489
Evolved:PG1001+054
Evolved:PG1444+407
Evolved:PG1634+706
Evolved old:PG1229+204
Evolved old:PG1545+210
Old:PG1700+518
Tipo 1 PGTipo 1 3CRTipo 1 SeyfertTipo 2 SeyfertTipo ULIRG-HIITipo ULIRG-LinerTipo ULIRG-Sy1Tipo ULIRG-Sy2Tipo StarburstTipo LIRG
Figura 5.3: Panel superior: Grafico del cociente L(12 µm)/L(60 µm) en terminos de latasa de formacion estelar estimada usando la emision de PAH. Panel inferior: Grafico delcociente L(12µm)/L(60µm) pero ahora en terminos de la emision en el infrarrojo lejano, seha disminuido la intensidad del color en el sımbolo de los quasares 3CR y PG, para resaltarlos textos (panel inferior).
100
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
log[
L(12
µm
)/L(6
0 µ
m)]
2.82.62.42.22.01.8
log[EW(7.7 µm-PAH)nm]
PG2130+099
PG1119+120
PG1351+640
IRAS08572+3915
ARP220
IRAS00188-0856
IRAS16090-0139
IRAS11095-0238
IRAS10378+1109
IRAS15206+3342
IRAS12112+0305
IRAS14348-1447
Mrk1014
A
B
C
Figura 5.4: Grafico equivalente al de la figura 3.7, pero solo con la muestra de objetos deltrabajo de Farrah et al. (2009). Las zonas enmarcadas con ovalos delimitan los objetos segunla clasificacion de Farrah et al. (2009)
se encuentran muy vecinos y como los QSOs se ubican separados del resto en la regionB, zona en la que la contribucion relativa de la actividad de formacion estelar a laemision en el MIR decrece, mientras que la contribucion asociada al AGN es mayor; enconsecuencia, esta actividad tenderıa a destruir las bandas aromaticas y a favorecer alescenario (a1) (seccion 3.2.3). Es claro en este diagrama, que la muestra de objetos deFarrah et al (2009) sigue una secuencia de zonas que complementa a las establecidasen el diagrama 5.2.
5.1. Escenario evolutivo
Las evidencias recolectadas en los diferentes diagramas de diagnostico, construidos paraesta tesis, permiten afirmar que:
1. Los escenarios (a1) y (a2), presentados en la seccion 3.2.3, estan presentes en losdiagramas de diagnostico. El nivel de preponderancia del uno o del otro se ma-nifiesta por la actividad dominante en la galaxia y su correspondiente ubicacionen alguna de las secuencias evolutivas, Storchi-Bergmann et al. (2001), Haas etal. (2003) y Farrah et al. (2009).
101
2. Los diagramas de diagnostico 3.7, 3.9, 3.13 y 4.3, separan la muestra en tres zonasclaramente diferenciadas ASFR, Seyfert 2-Seyfert 1 y quasares. La identificacionde una parte de la muestra (tabla 8.1) en regiones equivalentes, analizadas en lostrabajos de Storchi-Bergmann et al. (2001), de Haas et al. (2003), de Koulouridiset al. (2006) y de Farrah et al. (2009), validan esta discriminacion y sus regiones.
3. Los diagramas aquı construidos, aportan nuevas evidencias al escenario evolu-tivo presentado en la literatura. Este escenario tiene como punto de partida alos sistemas interactuantes representados por las galaxias ULIRG y starburst, ycontinua en una fase intermedia-final, representada por las galaxias Seyfert y losobjetos Tipo 1. En este sentido los diagramas de diagnostico (figuras 5.2, 5.3 y5.4) validan esta secuencia y brindan la posibilidad de visualizar este escenario.
4. Las regiones discriminadas: P1-Starburst = A, P2-Sey2= C y P3-Sy1=B (figuras5.2, 5.3 y 5.4), ası como la distribucion de los diferentes tipos de objetos en losdiagramas de diagnostico construidos, estan en acuerdo con las hipotesis plantea-das en la literatura y resumidas en los items 1, 2, 4 y 5 del trabajo de Taniguchi(2003), pero en particular en las opciones 4 y 5.
5. La base de las galaxias extraıdas de los trabajos de Storchi-Bergmann et al.(2001), Haas et al. (2003), Koulouridis et al. (2006) y Farrah et al. (2009) secaracterizan por tener bajos corrimientos al rojo. La base de objetos recopiladaen el presente trabajo solo incluye 7 objetos con z>1. Una pregunta que surge en-tonces de este analisis es, si los objetos con altos corrimientos tambien respondenal escenario evolutivo presentado en estos diagramas. Varios trabajos en z ∼ 2,Yan et al. (2005), Desai et al. (2007) y en z ∼ 2,8 Lutz et al. (2005), han detec-tado fuertes emisiones de PAHs en ULIRGs. De otra parte, Gonzalez Delgado,R. (2008) ha encontrado similitudes entre las galaxias starburst locales y gala-xias con actividad de formacion estelar distantes del tipo Lyman break galaxies(LBGs), asociadas a las propiedades observadas del continuo UV y en la emisionLyα. En este sentido, la fase ULIRG en galaxias locales no parece diferenciarsede aquellas localizadas a distancias cosmologicas.
6. Con base en todos los elementos anteriormente expuestos, este trabajo muestraque, en la historia de los nucleos activos de galaxias se presentan las fases evo-lutivas, starburst-ULIRG, y Seyfert 2-1 o QSO-quasar. Estas fases exploran laidea de una dinamica en el tiempo para el modelo unificado de AGNs, que am-plia la descripcion de la emision proveniente del motor nuclear y su estructuraa distancias del orden de 10 pc, a los procesos de actividad estelar presentesen regiones nucleares y circumnucleares, todo esto en el entorno de la conexionstarburst-AGN.
7. Un conteo parcial de quasares basado en el Data Release (DR2) del campo SWI-RE EN1, muestra que el numero de ellos con z menor que 2.3 es de 32241, mientrasque con z superior a 2.3 se encuentran 3791 (Hatziminaoglou et al. 2005), qua-sares con z mayor a 5.7 del orden de unas decenas (Fan et al. 2001, 2003, 2004,
102
2006), y por utimo el mas distante de todos ULAS J1120+0641 con un redshiftde 7.085 (Mortlock et al, 2011). Bajo este conteo se observa que la abundancia deSeyfert 1-2 y quasares en el universo cercano es dominante, conteo que fortalecelos escenarios evolutivos validados en esta tesis.
Capıtulo 6
Conclusiones y perspectivas futuras
Los analisis llevados a cabo en este documento y enmarcados dentro del campo de laconexion starburst-AGN, permiten presentar los siguientes aportes al conocimiento eneste campo de la astronomıa extragalactica, ası como, las perspectivas que se ven en elfuturo proximo:
1. El conjunto de correlaciones encontradas para las diferentes bandas de la moleculade PAH en galaxias tipo starburst y Seyfert, sugieren que estas son activadas porun mismo proceso: la actividad de formacion estelar en la vecindad de regionesde polvo que contienen a estos hidrocarburos. En esa direccion, la banda de PAHen 7.7 µm resulta ser un trazador adecuado para resolver e indagar sobre losprocesos de actividad estelar en AGNs.
2. El diagrama de diagnostico que relaciona el indicador L(12, 60) en terminos delancho equivalente de la banda de 7.7 µm es fundamental para este estudio porquesepara dos grupos de objetos dentro de la muestra, las galaxias tipo starburst jun-to con las ULIRGs, de los AGNs tipo 1-Seyfert 2. Para el grupo ULIRG-starburstse verifica que la componente estelar es el factor dominante, responsable del calen-tamiento del polvo; esto reflejado en los valores del indicador L(12, 60), ası comoen los valores de ancho equivalente en 7.7 µm-PAH; (region: ASFR), mientras que,para el grupo de AGNs, la muestra se despliega en un amplio rango de valores.Este diagrama de diagnostico permite ası discriminar las fuentes de acuerdo con elgrado de actividad (AGN o formacion estelar) usando apenas fotometrıa de aper-tura en determinadas bandas del continuo e informacion espectral en una regionbastante restringida del infrarrojo cercano. Este diagrama es particularmente utila la hora de llevar a cabo una identificacion rapida de AGNs o starburst-ULIRGsen presentes o futuras prospecciones observacionales.
3. Al disponer de un trazador adicional de la actividad estelar como es la emision dela lınea de [Ne II](12.81µm) (Melendez et al 2008), se observa que este trazador
103
104
correlaciona con las observaciones de PAH. De otra parte, se encuentra una re-lacion entre la emision de PAH, como trazador de formacion estelar y la emisionde [O IV] (25.89 µm), asociada a la potencia del nucleo activo, expresado todoello en el diagrama de diagnostico del indicador L(12, 60) en funcion de la razonlog[L([O IV])/L(PAH(7.7)].
4. El diagrama del indicador L(12, 60) en terminos del parametro q, permite validarla relacion entre la emision en el infrarrojo lejano y la emision en 1.4 GHz (aso-ciada a eventos tipo supernova), la que se cumple para las galaxias tipo starburst,ULIRGS y LIRGs. Ahora, con respecto a las Seyfert 1 y Seyfert 2, la presencia delAGN se refleja en la desviacion del parametro q hacia valores menores que 2.35.Finalmente para una parte de los quasares tipo PG, una ULIRG-Sy2 y para todala muestra de quasares 3CR, el dominio en 1.4 GHz asociado fundamentalmenteal nucleo activo, discrimina una nueva region con valores de q negativos, regionRRPost-IR. De otra parte, este diagrama complementa el diagrama discutido enel punto 2, en el sentido de que es util en la identificacion de objetos de acuerdocon su nivel de actividad nuclear en grandes sondeos observacionales.
5. De la estimacion de la tasa de formacion estelar, con base en la emision de PAHen 7.7 µm, ası como del calculo de la dimension de la region de lıneas anchas,con base en la emision en rayos X, se verifico, mediante el grafico presentado enel panel inferior de la figura 4.2, que estas cantidades estan correlacionadas, peroque no crecen indefinidamente tal como lo restringe la cota de ∼700 M� ano−1
estimada por Maiolino et al. (2007). En este sentido, la correlacion hallada brindaun apoyo adicional a la conexion AGN-starburst, vınculo que ha sido objeto deintensos estudios y analisis como los presentados en “THE STARBURST-AGNCONNECTION, Shanghai, China, 2008.
6. El diagrama de diagnostico que relaciona al indicador L(12, 60) con la tasa deformacion estelar (SFR), es adecuado para separar la muestra de objetos por susdiferencias en la emision de polvo en el infrarrojo y por la presencia de actividadde formacion estelar medida en este caso por la SFR. De otra parte, este diagramaprovee un argumento adicional en favor del modelo unificado, en el sentido en quela tasa de formacion estelar cubre rangos similares, independientemente del tipode AGN; de igual forma, permite comparar la discriminacion de sus objetos conla separacion observada en el diagrama de Farrah et al. (2009) y que fortalece,con otro conjunto de observables, el escenario evolutivo presentado por ellos.
7. Los diagramas de diagnostico aquı construidos, propuestos por primera vez en estetrabajo, aportan nuevas evidencias a los escenarios evolutivos presentados en laliteratura. En este sentido, este trabajo muestra que en la historia de los nucleosactivos del universo local se presenta como escenario inicial la fase starburst-ULIRG y que posteriormente la galaxia puede seguir hacia una fase Seyfert 2-1o QSO-quasar. Es necesario senalar que la separacion de la muestra, en estosescenarios, no afecta la estructura del modelo unificado de AGNs, el cual describe
105
la emision proveniente del motor nuclear y su estructura a distancias del orden de1 pc, pero que no involucra los procesos asociados a la actividad estelar reflejadaesta en la emision de las bandas de PAHs y el calentamiento del polvo, presentesen las vecindades entre 1 y 10 pc.
8. Los resultados encontrados en el presente trabajo abren nuevas posibilidades deinvestigacion que se podran explorar en el futuro. En particular, los diagramasde diagnostico derivados en este estudio se optimizaran en la medida en quelas proximas facilidades instrumentales permitan recolectar con mayor resolucionespacial y mejor resolucion espectral informacion del continuo en IR y radio,ası como de lıneas espectrales. Dentro de estas facilidades se encuentran: el siste-ma de antenas ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), quepermitira hacer estudios de los procesos de formacion estelar y de galaxias en elentorno de la fısica del universo frıo, y el telescopio espacial James Webb (JWST,por sus siglas en ingles), con el cual se podran detectar las primeras formacionesde galaxias, ası como estadios posteriores de evolucion galactica. Esta nueva ins-trumentacion y los datos recolectados por ella, permitira analizar componentesnucleares o circumnucleares individuales en galaxias starburst-ULIRGs ası comoen Seyferts y quasares, y validar las etapas evolutivas aquı presentadas.
106
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118
Capıtulo 7
Apendice A
7.1. TEOREMA DEL VIRIAL
El teorema del virial se deriva como otra de las propiedades inherentes a la fuerzas cen-trales que relaciona la energıa cinetica promedio de un sistema con la energıa potencialgravitatoria promedio. Sea un conjunto de partıculas cuyos vectores de posicion estendados por r y fuerzas aplicadas Fi. Las ecuaciones de movimiento son entonces,
pi = Fi (7.1)
Es ahora interesante considerar la cantidad escalar
A =∑i
pi · ri (7.2)
el virial del sistema, tomada sobre todas las partıculas del sistema. La derivada totalde la cantidad A sera,
dA
dt=∑i
ri · pi +∑i
pi · ri. (7.3)
El primer termino se transforma,∑
i ri · pi =∑
i ri ·miri =∑
imiv2i = 2Ec, mientras
que el segundo termino,∑
i pi · ri =∑
i Fi · ri, por lo anterior, la ecuacion (7.3) sereduce,
d
dt
∑i
pi · ri =dA
dt= 2Ec +
∑i
Fi · ri. (7.4)
119
120
El valor medio en un intervalo τ de la ecuacion (7.4), se obtiene integrando con respectoa t desde 0 hasta τ esta expresion y dividiendo por τ , tal que
1
τ
∫ τ
0
(dA
dt= 2Ec +
∑i
Fi · ri)dτ. (7.5)
1
τ[A(τ)− A(0)] =
dA
dt= 2Ec +
∑i
Fi · ri . (7.6)
Para movimientos periodicos y aun no periodicos, en un sistema en donde todas las ri serepiten despues de un determinado tiempo y las velocidades estan limitadas (ningunade las partıculas escapa) y cuando el intervalo de tiempo se hace muy grande (τ >>),el lado izquierdo de la ecuacion (7.6) tiende a cero, tal que
Ec = −1
2
∑i
Fi · ri. (7.7)
Si las fuerzas se derivan de un potencial F = −∇U se tiene entonces para una partıcula,
Ec =1
2
∑i
∇U · ri =1
2
∂U
∂rr (7.8)
Si el potencial cumple una ley de potencias de la forma U = arn+1, entonces ∂U∂rr ∼
(n + 1)U . Para el caso especial de fuerzas del tipo inverso cuadrado, n = −2 y laecuacion (7.7) finalmente queda,
Ec = −1
2U (7.9)
La energıa total finalmente se expresa:
E = Ec + U =1
2U. (7.10)
7.2. PRUEBAS ESTADISTICAS
En general, el problema de estimacion de parametros se puede enunciar de la siguien-te manera: si se tiene una poblacion cuya distribucion viene dada por la funcion dedensidad f(X1, ..., Xn, θ1, ..., θk), siendo X1, ..., Xn variables aleatorias y θ1, ..., θk losparametros de la distribucion, entonces, basandose en una muestra aleatoria, se esti-man los parametros θ1, θ2, ..., θk. Cuando los valores estimados de los parametros vienendados por un conjunto de numeros sin especificar su incertidumbre, los parametros cal-culados reciben el nombre de estimadores de punto. El metodo que es de mayor utilidad
121
para determinar los valores de los parametros desconocidos es el de maxima verosimi-litud desarrollado por Dempster et al. (1997); con el uso de este metodo se obtienenestimadores para el centroide, las desviaciones estandar y el coeficiente de correlacionde los datos.
En el caso de una muestra aleatoria r1, r2, ..., rn, proveniente de una funcion de densidadf(r, θ1, ..., θk), la funcion de verosimilitud se escribe como:
L (θ1, · · · , θk) =n∏i=1
f (ri, θ1, · · · , θk) (7.11)
Para esta funcion de densidad dependiente de k parametros, los puntos en donde laverosimilitud es maxima estan dados por las soluciones de las k ecuaciones:
∂L(θ1, ..., θk)
∂θ1
= 0,∂L(θ1, ..., θk)
∂θ2
= 0, · · · ,∂L(θ1, ..., θk)
∂θk= 0. (7.12)
En la practica, es mas util derivar el logaritmo natural de la verosimilitud que la funcionmisma,
∂ lnL(θ1, ..., θk)
∂θ1
= 0,∂ lnL(θ1, ..., θk)
∂θ2
= 0, · · · ,∂ lnL(θ1, ..., θk)
∂θk= 0. (7.13)
El sistema de ecuaciones no lineales y acopladas de maxima verosimilitud que se en-cuentran al derivar el logaritmo de la funcion de verosimilitud con respecto a cada unode los parametros se resuelve utilizando rutinas numericas.
7.2.1. Funcion de densidad de probabilidad
La funcion de densidad de probabilidad Φ(x, y) de una poblacion infinita, expresa ladistribucion de las variables observadas x, y en la poblacion, de tal manera que lacantidad Φ(x, y)dxdy representa la probabilidad de que un elemento de la poblacion,escogido de manera aleatoria, tenga valores de los dos atributos x, y en los rangos[x, x+ dx] y [y, y + dy]. Esta funcion esta sujeta a la condicion de normalizacion,∫ ∞
−∞
∫ ∞−∞
Φ (x, y) dxdy = 1. (7.14)
Para una muestra finita de N individuos, la frecuencia absoluta F (x, y) dxdy =NΦ(x, y)dxdy indica el numero de individuos que, de acuerdo con la teorıa, pueden
122
tener atributos en el area [x, x+ dx]× [y, y + dy]. Para obtener la distribucion teoricade una muestra finita observada se multiplica la funcion de densidad de probabilidadΦ(x, y) por N ; en el analisis de una densidad bivariada es de gran utilidad considerarlas densidades marginales que se definen a traves de las siguientes expresiones:
Φx(x) =
∫ ∞−∞
Φ (x, y) dy (7.15)
Φy(y) =
∫ ∞−∞
Φ (x, y) dx (7.16)
El analisis cluster permite estimar la funcion de densidad
f(x, y) = α1Ψ1(x, y) + α2Ψ2(x, y) + α3Ψ3(x, y), (7.17)
donde αi es el peso de cada componente componente Ψi(x, y), estimadas mediante,
Ψi(x, y) =exp
{− 1
2(1−ρ2i )
[Ai + Bi − 2ρiCi
]}2πσxiσyi
√1− ρ2
i
, (7.18)
Ai =(x− µxi
σxi
)2
, Bi =(y − µyi
σyi
)2
(7.19)
Ci =(y − µyi
σyi
)(x− µxiσxi
)(7.20)
El analisis se lleva a cabo usando el paquete EMMIX (www.maths.uq.edu.au/∼ gjm/emmix/emmix.html), aplicacion construida con base en el algoritmo esperanza-maximizaciono algoritmo EM McLachlan et al. (1999).
7.2.2. Prueba de Kolmogorov-Smirnov
La prueba de Kolmorogov-Smirnov (prueba K-S), es una prueba no parametrica1 quecompara, a traves de un estadıstico de distancia, la funcion de distribucion acumuladaobservada de una variable con una distribucion teorica F (x) que puede ser la normal, launiforme, la de Poisson o la exponencial (KS test para una muestra),. Para dos mues-tras, cuantifica la distancia entre las funciones de distribucion empiricas acumuladas;ası, la prueba K-S tiene como fundamento encontrar las discrepancias existentes entrelas frecuencias relativas acumuladas de dos muestras con tamanos no necesariamenteiguales.
1La estadıstica no parametrica estudia las pruebas y modelos cuya distribucion no puede ser definidaa priori, pues son los datos observados los que la determinan; de esta manera, brinda una alternativaeficiente para el manejo de datos con distribucion desconocida.
123
Sean X1, ...,Xn variables aleatorias i.i.d que provienen de una distribucion acumuladacontinua de frecuencias (CDF) Fn(x), se quiere entonces contrastar la hipotesis nulaH0: F=F0, con la alternativa H1: F 6=F0 para un valor de F0 dado.
El estadıstico para la distribucion F (x) viene dado por,
Dn(F ) = supx∈R|Fn(x)− F (x)| (7.21)
Si H0 se cumple, Dn(F0) tiende a ser pequeno.
El estadıstico para dos muestras de tamanos n1 y n2 viene expresado por
Dn1,n2 = supx∈R|F1n1
(x)− F2n2(x)| (7.22)
El estadıstico es comparado con los valores crıticos dα estimados por Kolmorogov enterminos del nivel de significancia α que, para dos muestras bilaterales, se presentanen la tabla 7.1. El nivel de significancia, se define como la probabilidad de tomar ladecision de rechazar la hipotesis nula cuando esta es verdadera (decision conocida comoerror de Tipo I, o ”falso positivo”). La decision se toma a menudo utilizando el p-valor:si el valor P es inferior al nivel de significacion, entonces la hipotesis nula es rechazada.Cuanto menor sea el valor P, mas significativo ser el resultado.
La prueba de Kolmogorov-Smirnov para dos muestras rechaza H0 cuando Dn1,n2 > dα.
El estadıstico para un α dado cumple el lımite
lımn1,n2→∞
P (√n1n2/(n1 + n2)Dn1,n2 6 c(α)) =
∞∑j=−∞
(−1)j−1e−2j2c2(α), c(α) > 0 (7.23)
Un valor aproximado a dα, para muestras de mayores tamanos que los presentados enla tabla 7.1, se obtiene mediante
dα = c(α)
√n1 + n2
n1n2
(7.24)
en donde el coeficiente c(α) esta dado por
124
Figura 7.1: Valores crıticos dα para dos muestras bilaterales. La tabla muestra los valorescrıticos para los casos α = 0,05(valor arriba) y α = 0,01(valor abajo) segun el tamano decada una de las muestras. Las celdas senaladas con el sımbolo * muestran que no se puederechazar la hipotesis nula H0.
α 0.10 0.05 0.025 0.01 0.005 0.001c(α) 1.22 1.36 1.48 1.63 1.73 1.95
Tabla 7.1: Valores del coeficiente c(α) en terminos del nivel de significancia α.
125
7.3. ANALISIS DE AGRUPAMIENTO
Ha sido aplicado un analisis de conglomerados2 a una muestra de 136 galaxias, condatos disponibles en la literatura de la lınea de 7.7µm de PAH, compuesta por 23Seyfert 1, 27 Seyfert 2, 35 ULIRGs, 20 starburst, 26 PG y 5 3CR, ajustando a losdatos provenientes de dos variables aleatorias x = L(12, 60) y y = 7,7µm-PAH unmodelo mixto f(x, y) que superpone tres componentes normales bivariadas Ψi(x, y),con vectores de medias µi y matrices de covarianzas Σi i = 1, 2, 3. La base del analisisde conglomerados es la teorıa de esperanza - maximizacion desarrollada por Dempsteret al. (1997). El modelo ajustado viene dado por la estimacion de la funcion de densidadf(x, y) = α1Ψ1(x, y)+ α2Ψ2(x, y)+ α3Ψ3(x, y), en donde αi es el peso estimado de cadacomponente y en donde cada componente Ψi(x, y) viene expresada por las ecuaciones7.18, 7.19 y 7.20.
-1.5
-1.0
-0.5
0.0
0.5
Log[
L(12
µm)/
L(60
µm)]
3.53.02.52.01.5
Log[EW(7.7µm-PAH)nm]
Figura 7.2: Classificacion de la muestra despues de la ejecucion del programa EMMIX. Lossımbolos �, ⊕ y � hacen referencia a los grupos 1, 2, y 3, respectivamente (ver tabla 7.3).
Las estimaciones fueron encontradas usando el paquete EMMIX (McLachlan et al.1999) y los parametros estimados se presentan en la tabla 7.2. El analisis de esperanzamaximizacion permite distinguir tres diferentes agrupaciones en los datos, 47 galaxiashan sido asignadas al primer grupo, 40 galaxias al segundo grupo y 49 al tercero (figura7.2).
Se ha construido una tabla de clasificacion (tabla 7.3), teniendo en la cuenta que elcriterio de asignacion de una galaxia a un grupo es por obtener un valor mayor a 0,5.El analisis de conglomerados ha permitido discriminar los 136 objetos de la muestra
2Analisis de conglomerados cluster es una tecnica estadıstica basada en el algoritmo Esperanza -Maximizacion (EM).
126
Tabla 7.2: Parametros estimados del modelo
µx1= 2,7745 µy1
= −0,6086 ρ1 = 0,5131σx1
= 0,0824 σy1 = 0,3735 α1 = 0,3456
µx2= 2,2356 µy2
= 0,3220 ρ2 = −0,1893σx2
= 0,4224 σy2 = 0,2504 α2 = 0,2941
µx3= 2,9065 µy3
= −0,4802 ρ3 = −0,0553σx3 = 0,5176 σy3 = 0,2111 α3 = 0,3603
en un primer conjunto compuesto por 106 en los que la asignacion coincide comple-tamente con la reportada por la literatura, un siguiente grupo de 23 objetos que seencuentran en las vecindades entre grupos o que en la literatura se han referenciadopor su actividad de formacion estelar y que han sido validados como correctos en laasignacion teorica, tal es el caso de Mrk 766, NGC 3227, NGC 4051, NGC 4553, Mrk3, NGC 1097 y 3C321 entre otros (figura 3.7, figura 7.2 y tabla 7.3) y finalmente unconjunto de 7 galaxias en el que el modelo no pudo asignar correctamente su clasifica-cion con respecto a la literatura; sin embargo, se resalta el hecho de que sus posicionessobre el diagrama observacional (figura 3.7) no estan distantes del grupo al que el mo-delo asigno, tal es el caso de NGC 1566, IRAS 08572+3915, IRAS 11095-0238, IRAS12127-1412, IRAS 17044+6720, Mrk 1014 y PG1049-005. Los resultados muestran tresagrupaciones diferentes, las que se han asociado a tipo 1 , Seyfert 2 y starburst. Elanalisis de conglomerados obtuvo para 129 objetos una correcta asignacion, en parti-cular los objetos ULIRGs, starburst, quasares y radio galaxias tendieron a presentarla mejor asignacion, en contraste con las Seyfert 1 y Seyfert 2, en las cuales el ajustepresenta mas inconsistencias.
Estudio en tres variables
El analisis de conglomerados llevado a cabo con las variables 7,7µm-PAH y L(12, 60)en la seccion 7.2, permitio segregar el conjunto de galaxias de la muestra en tres gruposcuya coincidencia con la clasificacion dada por la literatura es muy alta. Con base enlos resultados encontrados en la estimacion de las dimensiones de la BLR, se pone aprueba de nuevo un analisis de agrupamiento para estas tres variables.
El algoritmo EM a traves del paquete EMMIX (McLachlan, 1999) se uso para fijar unmodelo de componentes normales a los datos asociados a x = 7,7µm-PAH, y = RBLR
y z = L(12, 60). Trabajando dos componentes normales y nombrando X′ = (x, y, z)las variables, µ′i = (µxi , µyi , µzi) el vector de medias y
∑i la matriz de covarianzas, el
127
Tabla 7.3: Valores comparativos entre la literatura y nuestra asignacion
Fuente Galaxia Log[EW(7.7µm)] L(12, 60) Grupo 1 Grupo 3 Grupo 2 Asignacion
Sy1 (Imanishi 2004) Mkn335 2.352 0.645 0.000 1.000 0.000√
Sy1 (Imanishi 2004) NGC863(Mrk590) 2.744 0.288 0.074 0.924 0.003√
Sy1 (Imanishi 2004) NGC4253(Mrk766) 2.455 -0.315 0.000 0.061 0.939 � ?Sy1 (Imanishi 2004) NGC5548 2.628 0.272 0.001 0.997 0.003
√
Sy1 (Imanishi 2004) Mrk817 2.734 -0.096 0.598 0.177 0.225 �Sy1 (Imanishi 2004) NGC5940 3.303 0.060 0.000 0.475 0.525 �Sy1 (Imanishi 2004), Sy2(Woo 2002) Mrk530(NGC7603) 2.897 -0.026 0.750 0.141 0.109 �Sy1 (Imanishi 2004) IC4329A 2.854 0.425 0.214 0.786 0.000
√
Sy1 (Imanishi 2004) Mrk509 2.314 0.071 0.000 0.971 0.029√
Sy1.5 (Rodrıguez-Ardila 2003) NGC3227-NGC 3226..PI 3.199 -0.369 0.000 0.005 0.995 � ?Sy1 (Clavel 2000) NGC1566 3.229 -0.549 0.000 0.001 0.999 ⊗Sy1 (Clavel 2000) Ark120 2.576 0.395 0.000 1.000 0.000
√
Sy1 (Clavel 2000) NGC4051 2.631 -0.222 0.108 0.127 0.765 � ?Sy1 (Clavel 2000) NGC4593 2.529 -0.249 0.001 0.126 0.873 � ?Sy1 (Clavel 2000) IRAS12495-1308 2.881 -0.132 0.761 0.054 0.184 �Sy1 (Clavel 2000) MCG-6-30-15 2.079 0.241 0.000 0.999 0.001
√
Sy1 (Clavel 2000) Mrk279 2.130 -0.090 0.000 0.781 0.219√
Sy1 (Clavel 2000) Mrk841 2.797 0.320 0.181 0.817 0.002√
Sy1 (Clavel 2000) ESO141-G55 2.423 0.323 0.000 1.000 0.001√
Sy1 (Clavel 2000) Ark564 2.415 0.257 0.000 0.998 0.002√
Sy1.5 (Clavel 2000) NGC526a -NGC526b..I 2.705 0.804 0.000 1.000 0.000√
Sy1.5 (Clavel 2000) MCG8-11-11 2.461 0.026 0.000 0.917 0.083√
Sy1.5 (Clavel 2000) NGC3516 2.207 0.083 0.000 0.982 0.018√
Sy2 (Imanishi 2003) Mrk334 3.314 -0.578 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC4388 3.207 -0.310 0.000 0.010 0.991√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC5256a(Mrk266)-NGC5226b..PI 2.669 -0.805 0.827 0.000 0.173 ?Sy2 (Imanishi 2003) NGC5674 3.668 -0.313 0.000 0.002 0.999
√
Sy2 (Imanishi 2003), Liner (Simbad) NGC5929-NGC5930..PI 3.456 -0.629 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC7674 -NGC7675..PI 3.041 -0.222 0.026 0.048 0.927√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC1125 3.381 -0.590 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC1241 3.319 -0.472 0.000 0.001 0.999√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC1667 3.671 -0.442 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC1068 2.914 0.052 0.679 0.256 0.065 ?Sy2 (Imanishi 2003) NGC5033-UGC8303..PI 3.379 -0.463 0.000 0.001 0.999
√
Sy1.8 (Clavel 2000) IRAS 22377+0747 2.957 0.089 0.507 0.422 0.071 �Sy1.9 (Clavel 2000) NGC4579 2.975 -0.434 0.098 0.004 0.899
√
Sy1.9 (Clavel 2000) NGC5273 3.012 -0.176 0.106 0.085 0.810√
Sy1.9 (Clavel 2000) NGC7314 3.020 -0.446 0.017 0.003 0.980√?
Sy2 (Clavel 2000), SB(Brandl 2006) NGC1097-NGC1097b..NI 2.688 -0.651 0.704 0.000 0.296 ?Sy2 (Clavel 2000) NGC1386 2.994 -0.341 0.078 0.012 0.911
√
Sy2 (Clavel 2000) Mrk3 2.736 -0.024 0.519 0.334 0.147 �Sy2 (Clavel 2000) NGC3982 3.381 -0.414 0.000 0.002 0.999
√
Sy2 (Clavel 2000) NGC4507 2.386 -0.276 0.000 0.116 0.884√
Sy2 (Clavel 2000) Mrk673 3.664 -0.691 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) IC4397 3.857 -0.304 0.000 0.001 0.999√
Sy2 (Clavel 2000) NGC5728 3.783 -0.827 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) NGC5953 3.809 -0.574 0.000 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) ESO137-G34 3.803 -0.197 0.000 0.003 0.997√
Sy2 (Clavel 2000) Mrk507 3.383 -0.312 0.000 0.005 0.995√
Sy2 (Clavel 2000) NGC7592 3.614 -0.743 0.000 0.000 1.000√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS00188-0856S-N..NI 2.484 -0.635 0.001 0.001 0.998 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS03250+1606 2.869 -0.441 0.618 0.002 0.380
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS08572+3915NW-SE..I 2.000 -0.667 0.000 0.001 0.999 ⊗ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS09039+0503 2.796 -0.626 0.792 0.000 0.208
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS09116+0334 2.863 -0.384 0.658 0.004 0.338√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS09539+0857 2.607 -0.283 0.056 0.066 0.879 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS10378+1108(9) 2.653 -0.618 0.501 0.001 0.498
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS10485-1447a-b..NI 2.602 -0.498 0.104 0.004 0.892 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS10494+4424 2.854 -0.770 0.736 0.000 0.264
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS11095-0238NE-SW..NI 2.398 -1.035 0.002 0.000 0.999 ⊗ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS12112+0305NE-SW..I 2.752 -1.151 0.993 0.000 0.007
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS12127-1412 1.978 -0.375 0.000 0.049 0.951 ⊗ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS12359-0725N-S..NI 2.648 -0.471 0.306 0.004 0.690 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS14252-1550 2.836 -0.407 0.713 0.002 0.285
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS14348-1447NE-SW..I 2.732 -1.293 0.999 0.000 0.001√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS15327+2340(Arp220)A-B..I 2.613 -1.634 1.000 0.000 0.000√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS16090-0139 2.423 -0.904 0.001 0.000 0.999 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS16468+5200 2.672 -0.527 0.497 0.001 0.502 �ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS16487+5447W-E..NI 2.763 -0.915 0.947 0.000 0.053
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS17028+5817A-B..NI 2.903 -0.908 0.560 0.000 0.440√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS17044+6720 2.217 -0.563 0.000 0.003 0.997 ⊗ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS21329-2346N-S..NI 2.803 -0.820 0.881 0.000 0.119
√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS23234+0946 2.842 -0.716 0.748 0.000 0.252√
ULIRG+LINER (Imanishi 2006) IRAS23327+2913A-B..NI 2.686 -0.845 0.891 0.000 0.109√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS10190+1322E-W..PI 2.833 -0.978 0.920 0.000 0.080√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS11387+4116 2.833 -0.230 0.776 0.018 0.206√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS11506+1331 2.732 -0.713 0.839 0.000 0.161√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS13509+0442 2.900 -0.494 0.455 0.001 0.544√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS13539+2920 2.878 -0.609 0.563 0.000 0.436√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS14060+2919 2.934 -0.508 0.251 0.002 0.748 �ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS15206+3342 2.720 -0.646 0.776 0.000 0.224
√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS15225+2350 2.462 -0.570 0.000 0.002 0.998 �ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS16474+3430N-S..NI 2.914 -0.543 0.361 0.001 0.638 �ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS20414-1651 2.848 -0.128 0.800 0.052 0.148
√
ULIRG+HII (Imanishi 2006) IRAS21208-0519N-S..NI 2.908 -0.415 0.448 0.004 0.549√
128
Continuacion Table 7.3
Fuente Galaxia Log[EW(7.7µm)] L(12, 60) Grupo 1 Grupo 3 Grupo 2 Asignacion
Starburst (Brandl 2006) IC342 2.764 -0.384 0.724 0.004 0.272√
Starburst (Brandl 2006) Mrk52 2.742 -0.529 0.734 0.001 0.266√
Starburst (Brandl 2006) NGC0520A-B..I 2.723 -0.845 0.917 0.000 0.083√
Starburst+LINER (Brandl 2006) NGC0660 2.714 -0.633 0.755 0.000 0.245√
Starburst (Brandl 2006) NGC1222 2.782 -0.718 0.846 0.000 0.154√
Starburst+Sy2 (Brandl 2006) NGC1365 2.328 -0.566 0.000 0.003 0.997√
Starburst (Brandl 2006) NGC2146..PM 2.808 -0.633 0.782 0.000 0.218√
Starburst (Brandl 2006) NGC2623..PM 2.657 -1.354 1.000 0.000 0.001√
Starburst (Brandl 2006) NGC3256..I 2.727 -0.760 0.867 0.000 0.133√
Starburst (Brandl 2006) NGC3310 2.772 -0.652 0.815 0.000 0.185√
Starburst (Brandl 2006) NGC3556 2.719 -0.454 0.642 0.002 0.356√
Starburst+LINER (Brandl 2006) NGC3628 2.769 -0.544 0.766 0.000 0.234√
Starburst (Brandl 2006) NGC4088-NGC 4085..PI 2.684 -0.415 0.469 0.006 0.525√
Starburst (Brandl 2006) NGC4194 2.762 -0.671 0.826 0.000 0.174√
Starburst (Brandl 2006) NGC4676A-B..I 2.741 -0.686 0.827 0.000 0.173√
Starburst (Brandl 2006) NGC4818 2.744 -0.622 0.789 0.000 0.211√
Starburst+Sy2 (Brandl 2006) NGC4945 2.690 -0.654 0.714 0.000 0.286√
Starburst (Brandl 2006) NGC7252..I 2.740 -0.521 0.726 0.001 0.274√
Starburst (Brandl 2006) NGC7714-NGC7715....NI 2.808 -0.677 0.802 0.000 0.198√
Starburst (Brandl 2006) NGC1614 2.711 -0.668 0.778 0.000 0.222√
Quasar (Shi 2007) PG0050+124(IZW1) 1.699 0.058 0.000 0.988 0.012√?
Quasar (Shi 2007), ULIRG+S1 (Imanishi 2007) PG0157+001(Mrk1014) 2.398 -0.557 0.000 0.003 0.997 ⊗Quasar (Shi 2007) PG0838+770 2.230 0.440 0.000 1.000 0.000
√
Quasar (Shi 2007) PG0844+349 1.954 0.587 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG0923+129 2.447 0.116 0.000 0.981 0.020√
Quasar (Shi 2007) PG1022+519 2.643 0.483 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1049-005 1.845 -0.628 0.000 0.001 0.999 ⊗Quasar (Shi 2007) PG1115+407 2.447 0.512 0.000 1.000 0.000
√
Quasar (Shi 2007) PG1119+120 1.778 0.108 0.000 0.995 0.005√
Quasar (Shi 2007) PG1202+281 2.146 0.649 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1244+026 2.146 0.473 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1310-108 2.041 -0.258 0.000 0.220 0.780 �Quasar (Shi 2007) PG1322+659 1.845 0.607 0.000 1.000 0.000
√
Quasar (Shi 2007) PG1351+236 2.940 0.368 0.300 0.699 0.001√
Quasar (Shi 2007) PG1351+640 1.954 -0.011 0.000 0.946 0.054√
Quasar (Shi 2007) PG1404+226 2.146 0.524 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1415+451 2.146 0.553 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1426+015 1.477 0.450 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1440+356(Mrk478) 2.301 0.026 0.000 0.943 0.057√
Quasar (Shi 2007) PG1444+407 1.477 0.545 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1448+273 2.041 0.476 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1519+226 1.602 0.513 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1534+580 1.699 0.462 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1535+547 1.301 0.632 0.000 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1613+658(Mrk876) 1.903 -0.137 0.000 0.693 0.307√
Quasar (Shi 2007) PG2130+099 1.778 0.244 0.000 1.000 0.000√
Radio-loud (Shi 2007) 3C293 2.792 -0.189 0.778 0.033 0.189√
Radio-loud (Shi 2007) 3C321 2.690 -0.215 0.422 0.079 0.499√?
Radio-loud (Shi 2007) 3C330 2.462 0.079 0.000 0.963 0.037√
Radio-loud (Shi 2007) 3C382 2.473 0.529 0.000 1.000 0.000√
Radio-loud (Shi 2007) 3C390.3 2.348 0.497 0.000 1.000 0.000√
Columna 1: Tomada de la literatura. Columna 2: Identificacion y companera (I: in-teractuante, PI: posible interactuante, NI: no interactuante, PM: post combinacion).Columna 3: Logaritmo del ancho equivalente para la lınea de 7.7µm PAH. Columna4: Indicador L(12, 60). Columnas 5, 6 y 7: presentan respectivamente la probabilidadde pertenecer al Grupo 1 (�), Grupo 2 (�), o Grupo 3 (⊕). Columna 8: Nivel de con-cordancia entre la teorıa y la observacion. El sımbolo
√se asocia a un total acuerdo,
el sımbolo ? indica la presencia de actividad de formacion estelar validando la clasifi-cacion de la galaxia segun la literatura, el sımbolo � se utiliza para objetos que estanlocalizados en las fronteras entre grupos, esta vecindad nos permite afirmar que estanmuy cerca de la clasificacion que la literatura publicada hace. Finalmente el sımbolo⊗ senala una mala asignacion.
129
modelo ajustado esta dado por,
ψ(x, y, z) = α1f1(x, y, z) + α2f2(x, y, z) (7.25)
donde para i = 1, 2 αi es el peso de cada componente fi, y fi es una p=3 componentenormal definida por:
fi(X) =1
(2π)p/2|∑
i |1/2exp
[− 1
2(X− µi)′
∑−1
i(X− µi)
](7.26)
Los vectores de medias estimados y las matrices simetricas de covarianza encontradaspor EMMIX se presentan en la tabla 7.4 y en la tabla 7.5, en donde el sımbolo m ha sidousado para representar los valores estimados. Las proporciones de mezcla estimadas α1
y α2 son 0.52 y 0.48 respectivamente; de igual forma, EMMIX genera unas tasas decorrecta asignacion para cada componente iguales a 0.992 y 0.960.
Tabla 7.4: Vectores de medias estimados
µ′1 = (2.1982 0.3706 1.1590 )µ′2 = (2.8977 -0.4265 0.1012 )
Tabla 7.5: Matrices de covarianza estimadas
∑1=
0,1653−0,0096 0,0564−0,0026 −0,0146 0,0917
∑
2=
0,1760−0,0104 0,09070−0,1752 0,0573 0,5872
La seleccion particular de las tres cantidades (variables) en el analisis, una de ellasasociada a la actividad de formacion estelar, la segunda a una de las estructuras delAGN relacionada con la fuente de energıa central y la ultima en terminos de la razonde polvo muy caliente a frıo, se ha tomado en el sentido de investigar como se estandesarrollando estos diferentes procesos fısicos en las regiones centrales de los nucleosactivos. El panel izquierdo de la figura 7.3 es una representacion de las tres variables.El analisis de este grafico nos permite separar tres regiones en las que se distribuyen losobjetos; la primera region que se denominara zona 1 incluye galaxias Seyfert 1, quasa-res y radiogalaxias, la segunda region denominada zona 2 incluye casi todas las Seyfert
130
2 y ULIRGs y finalmente aparece una tercera region, una zona intermedia que separalas otras dos, compuesta por dos galaxias Seyfert 2, dos radiogalaxias, dos Seyfert 1 yun quasar.
Figura 7.3: Panel izquierdo: grafico tridimensional de los datos observacionales para unamuestra de 58 galaxias activas y objetos ULIRGS. Panel derecho: grafico tridimensional delos dos grupos obtenidos del analisis de conglomerados para la misma muestra de objetos.
La zona uno se caracteriza por la existencia de objetos tipo 1 , en donde la emisionde polvo caliente en el infrarrojo medio prevalece; la zona dos se caracteriza por laaparicion de objetos con dimensiones pequenas de la BLR, pero que en la variable Log7.7µm-PAH EW sus valores se despliegan entre 1.3 y 3.8, entre otros objetos allı se
131
encuentran NGC1097, NGC1068 y NGC 3227, y en la parte inferior media aparecencuatro ULIRGs y dos Seyfert 2. Los valores asociados al tamano de la BLR tienden aseparar tambien a los objetos; por una parte estan los tipo 1 cuyos valores oscilan entre2 y 0.5 y por otra los restantes entre 0.5 y -2, en estos ultimos la actividad estelar esun factor dominante.
En el panel derecho de la figura 7.3 se presenta el grafico con los dos grupos resultantesdel analisis de conglomerados. La discriminacion y asignacion de objetos esta de nuevoen alta coincidencia con la extraıda de la literatura; los objetos de la zona intermedia,ası como las ULIRGs, se asignaron a la zona 2. De 58 galaxias usadas en este estudio,47 (81 %) presentaron una correcta asignacion y 11 (19 %) se ubicaron en la vecindadde la posible asignacion correcta (tabla 7.6).
132
Tabla 7.6: Asignacion de objetos a grupos y comparacion con la literatura
Literatura Galaxia LogEW(7.7) LogL12/L60 LogR(blr) Grupo1 Grupo2 Asignacion
Sy1 (Imanishi 2004) Mkn335 2.352 0.645 0.970 0.999 0.001√
Sy1 (Imanishi 2004) NGC863(Mrk590) 2.744 0.288 1.263 0.970 0.030√
Sy1 (Imanishi 2004) NGC4253(Mrk766) 2.455 -0.315 0.696 0.008 0.992 �Sy1 (Imanishi 2004) NGC5548 2.628 0.272 1.173 0.972 0.028
√
Sy1 (Imanishi 2004) IC4329A 2.854 0.425 0.681 0.932 0.068√
Sy1 (Imanishi 2004) Mrk509 2.314 0.071 1.533 0.918 0.083√
Sy1.5 (Rodrıguez-Ardila 2003) NGC3227 3.199 -0.369 -0.128 0.000 1.000 �Sy1 (Clavel 2000) Ark120 2.576 0.395 1.377 0.990 0.010
√
Sy1 (Clavel 2000) NGC4051 2.631 -0.222 -0.098 0.000 1.000 �Sy1 (Clavel 2000) NGC4593 2.529 -0.249 0.727 0.021 0.979 �Sy1 (Clavel 2000) Mrk279 2.130 -0.090 1.331 0.803 0.197
√
Sy1 (Clavel 2000) Mrk841 2.797 0.320 1.253 0.973 0.027√
Sy1 (Clavel 2000) Ark564 2.415 0.257 1.023 0.978 0.023√
Sy1 (Clavel 2000) NGC526a 2.705 0.804 1.113 0.999 0.001√
Sy1 (Clavel 2000) NGC3516 2.207 0.083 0.941 0.920 0.080√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC4388 3.207 -0.310 0.751 0.003 0.997√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC5256(Mrk266SW) 2.669 -0.805 0.094 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC5674 3.668 -0.313 1.016 0.019 0.981√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC7674 3.041 -0.222 0.292 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC1068 2.914 0.052 -0.288 0.000 1.000√
Sy2 (Imanishi 2003) NGC5033 3.379 -0.463 -0.555 0.000 1.000√
Sy1.9 (Clavel 2000) NGC4579 2.975 -0.434 -0.182 0.000 1.000√
Sy1.9 (Clavel 2000) NGC5273 3.012 -0.176 -0.224 0.000 1.000√
Sy1.9 (Clavel 2000) NGC7314 3.020 -0.446 0.170 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000), Starburst (Brandl 2006) NGC1097 2.688 -0.651 -0.491 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) NGC1386 2.994 -0.341 -1.257 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) Mrk3 2.736 -0.024 0.454 0.026 0.974√
Sy2 (Clavel 2000) NGC3982 3.381 -0.414 -1.496 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) NGC4507 2.386 -0.276 1.078 0.126 0.874√
Sy2 (Clavel 2000) NGC5728 3.783 -0.827 -0.139 0.000 1.000√
Sy2 (Clavel 2000) NGC5953 3.809 -0.574 -1.769 0.000 1.000√
Ulirg+Liner (Imanishi 2006) IRAS00188-0856 2.484 -0.635 0.175 0.000 1.000 �Ulirg+Liner (Imanishi 2006) IRAS12112+0305 2.752 -1.151 -0.014 0.000 1.000 �Ulirg+Liner (Imanishi 2006) IRAS16090-0139 2.423 -0.904 0.147 0.000 1.000 �Ulirg+HII (Imanishi 2006) IRAS10190+1322E 2.833 -0.978 -0.163 0.000 1.000 �Quasar (Shi 2007) PG0050+124(IZW1) 1.699 0.058 1.355 0.987 0.013
√
Quasar (Shi 2007), Ulirg+S1 (Imanishi 2007) PG0157+001 2.398 -0.557 1.480 0.011 0.990 �Quasar (Shi 2007) PG0844+349 1.954 0.587 1.265 1.000 0.000
√
Quasar (Shi 2007) PG0923+129 2.447 0.116 1.042 0.911 0.089√
Quasar (Shi 2007) PG1022+519 2.643 0.483 0.839 0.989 0.011√
Quasar (Shi 2007) PG1115+407 2.447 0.512 1.344 0.997 0.003√
Quasar (Shi 2007) PG1202+281 2.146 0.649 1.666 0.998 0.002√
Quasar (Shi 2007) PG1244+026 2.146 0.473 0.906 0.999 0.001√
Quasar (Shi 2007) PG1322+659 1.845 0.607 1.401 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1404+226 2.146 0.524 0.423 0.995 0.005√
Quasar (Shi 2007) PG1415+451 2.146 0.553 1.141 0.999 0.001√
Quasar (Shi 2007) PG1426+015 1.477 0.450 1.413 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1440+356(Mrk478) 2.301 0.026 1.286 0.899 0.102√
Quasar (Shi 2007) PG1444+407 1.477 0.545 1.437 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1448+273 2.041 0.476 0.933 0.999 0.001√
Quasar (Shi 2007) PG1534+580 1.699 0.462 1.013 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1535+547 1.301 0.632 0.450 1.000 0.000√
Quasar (Shi 2007) PG1613+658(Mrk876) 1.903 -0.137 1.563 0.774 0.226√
Quasar (Shi 2007) PG2130+099 1.778 0.244 1.092 0.998 0.002√
Radio-loud (Shi 2007) 3C293 2.792 -0.189 0.684 0.017 0.983 �Radio-loud (Shi 2007) 3C321 2.690 -0.215 0.687 0.016 0.984 �Radio-loud (Shi 2007) 3C330 2.462 0.079 1.248 0.908 0.092
√
Radio-loud (Shi 2007) 3C390.3 2.348 0.497 1.632 0.993 0.007√
Capıtulo 8
Apendice B
8.1. CATALOGOS: BASES DE DATOS Y FUEN-
TES BIBLIOGRAFICAS
8.1.1. Tabla de sımbolos
Imanishi-2003-2004-2006-2007 C NED O Maiolino 2008 [Condon+1998 D Clavel 2000 P Bian 2008 ]
Rodriguez-Ardila 2003 E Rigopoulou 1999 Q Gu 2002 ^Watabe 2007 F Brand 2006 R ONeill 2005, Shinozaki 2006, Turner 1999, Panessa 2006 _
Kaspi 2005-2000 G Schweitzer 2006 S Howell 2007 aBase X-Rays-Asca H UV-VAUCOULEURS 1991 T Kong M, 2006 b
Base Integral X-Rays I UV-Johnson U Woo, Jong-Hak- 2002 cBase XXM X-Rays J GAVAZZI 1996 V Kishimoto 2007 d
Chandra X-Rays K Utotal-2000 W Gu 2006 ePeng Z 2006 X-rays L 1978ApJS36 X Teng et al. 2008 n
Kaspi 2005, Fritz 2006 M Netzer 2007 ZEvans 2005, Gau 2004, Yao 2003, Gao 1999 }
Salomon 1997, Gondhalekar 1998, Sanders 1991 }
Variable Unidades
Luminosidad ergs s−1
Ancho equivalente (EW) nmRadio (BLR) dıas luz
Tasa de formacion estelar (SFR) M� anos−1
133
134
8.1.2. Galaxias Seyfert 1
Seyfert 1 RA O Dec O D(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)Mkn335 00h06m19.5s +20d12m10s 103.14 3.10E+40 C 1.4 C 2.29E+42 PNGC863(Mrk590) 02h14m33.5s -00d46m00s 105.54 3.30E+40 C 5.4 C 4.94E+42 PNGC3786(Mrk744) 11h39m42.5s +31d54m33s 35.732 1.00E+40 C 7 C -NGC4235 12h17m09.9s +07d11m30s 32.156 4.40E+39 C 8.7 C -NGC4253(Mrk766) 12h18m26.5s +29d48m46s 51.716 2.07E+40 C 40 C 9.32E+41 PNGC5548 14h17m59.5s +25d08m12s 68.7 2.50E+40 C 4.3 C 2.27E+42 PMrk817 14h36m22.1s +58d47m39s 125.82 1.00E+41 C 4.3 C 1.92E+42NGC5940 15h31m18.1s +07d27m28s 135.72 6.30E+40 C 9.8 C 6.81E+42 P2237+07-NGC668-(UGC1238) 01h46m22.7s +36d27m37s 60.016 5.40E+40 C 9.8 C -NGC7469 23h03m15.6s +08d52m26s 65.268 3.50E+40 C 2.4 C 7.13E+42 CMrk530(NGC7603) 23h18m56.6s +00d14m38s 118.096 7.60E+40 C 1.5 C 1.67E+42 CNGC931(Mrk1040) 02h28m14.5s +31d18m42s 66.608 2.20E+40 C 2.3 C 6.35E+41 CIras F03450+0055 03h47m40.2s +01d05m14s 124 7.30E+40 C 2.2 C -3C120 04h33m11.1s +05d21m16s 132.04 1.10E+41 C 1.9 C -Mrk618 04h36m22.2s -10d22m34s 142.2 7.10E+40 C 3.1 C -MCG-5-13-17 05h19m35.8s -32d39m28s 49.78 1.60E+40 C 9.5 C -Mrk79 07h42m32.8s +49d48m35s 88.756 4.70E+40 C 2.6 C -NGC2639 08h43m38.1s +50d12m20s 44.512 3.90E+39 C 9.5 C -Mrk704 09h18m26.0s +16d18m19s 116.936 3.90E+40 C 0.9 C -NGC2992 09h45m42.0s -14d19m35s 30.84 1.20E+40 C 2.7 C -Mrk1239 09h52m19.1s -01d36m43s 79.708 8.90E+39 C 2.6 C -UGC7064 12h04m43.3s +31d10m38s 99.988 3.00E+40 C 9.2 C -MCG-2-33-34-NGC4748 12h52m12.4s -13d24m53s 58.52 1.50E+40 C 10.3 C -IC4329A 13h49m19.2s -30d18m34s 64.216 7.80E+40 C 1.3 C 8.47E+42 PMrk509 20h44m09.7s -10d43m25s 137.588 1.00E+41 C 1.6 C 4.10E+42 PMrk478 14h42m07.4s +35d26m23s 316.22 5.12E+41 E 41 E -NGC3227 10h23m30.6s +19d51m54s 15.436 2.10E+39 E 52 E 4.57E+41 PFairall9 01h23m45.8s -58d48m20s 188.064 1.27E+42 P 10 E 1.36E+43 PNGC1566 04h20m00.4s -54d56m16s 20.068 2.94E+41 P 372 P 5.09E+41 PArk120 05h16m11.4s -00d08m59s 130.852 2.19E+42 P 59 P 5.40E+42 PNGC4051 12h03m09.6s +44d31m53s 9.344 4.46E+39 P 40 P 6.49E+40 PNGC4593 12h39m39.4s -05d20m39s 36 1.03E+41 P 23 P 4.88E+41 PIRAS12495-1308 12h52m12.4s -13d24m53s 58.52 3.56E+41 P 165 P 6.93E+41 PMCG-6-30-15 13h35m53.8s -34d17m44s 30.996 6.78E+40 P 37 P 1.69E+41 PMrk279 13h53m03.4s +69d18m30s 121.804 3.32E+41 P 12 P 1.35E+42 PMrk841 15h04m01.2s +10d26m16s 145.688 9.50E+41 P 41 P 5.92E+42 PESO141-G55 19h21m14.1s -58d40m13s 144 3.47E+40 P 14 P 4.06E+42 PArk564 22h42m39.3s +29d43m31s 98.736 1.83E+41 P 10 P 1.47E+42 PNGC526a 01h23m54.4s -35d03m56s 76.388 4.25E+41 P 41 P 1.81E+42 PMCG8-11-11 05h54m53.6s +46d26m22s 81.936 4.80E+41 P 17 P 2.74E+42 PNGC3516 11h06m47.5s +72d34m07s 35.344 3.36E+41 P 32 P 3.53E+41 P
Seyfert 1 EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6µm)Mkn335 225 P 7.48E+43 O 9.06E+43 O 1.11E+44 O 1.51E+44 O 9.61E+43 ONGC863(Mrk590) 555 P 2.53E+44 O 2.39E+44 O 1.88E+44 O - O 7.53E+43 ONGC3786(Mrk744) - 4.03E+43 O 3.92E+43 O 2.59E+43 O - -NGC4235 - 8.76E+43 O 7.77E+43 O 4.99E+43 O 2.74E+42 O -NGC4253(Mrk766) 285 P 4.43E+43 O 4.21E+43 O 3.41E+43 O 1.49E+43 O 2.27E+43 ONGC5548 425 P 1.19E+44 O 1.17E+44 O 9.12E+43 O 3.40E+43 O 3.67E+43 OMrk817 542 P 1.40E+44 O 1.44E+44 O 1.27E+44 O 9.76E+43 O -NGC5940 2008 P 1.62E+44 O 1.42E+44 O 9.73E+43 O - O -2237+07-NGC668-(UGC1238) - 6.29E+43 O 5.61E+43 O 3.60E+43 O - O -NGC7469 - 7.21E+43 O 8.06E+43 O 7.17E+43 O 6.42E+43 O 4.56E+43 OMrk530(NGC7603) 788 P 3.64E+44 O 3.58E+44 O 2.86E+44 O 3.58E+43 O -NGC931(Mrk1040) - 1.40E+44 O 1.34E+44 O 9.52E+43 O - O -Iras F03450+0055 - 5.25E+43 O 6.43E+43 O 7.97E+43 O - O -3C120 - 1.68E+44 O 1.63E+44 O 1.61E+44 O 1.51E+44 O -Mrk618 - 1.72E+44 O 1.72E+44 O 1.58E+44 O - O 2.17E+43 OMCG-5-13-17 - 4.10E+43 O 3.84E+43 O 2.67E+43 O - O -Mrk79 - 1.21E+44 O 1.22E+44 O 1.05E+44 O 5.59E+43 O -NGC2639 - 1.59E+44 O 1.49E+44 O 9.55E+43 O - O -Mrk704 - 1.11E+44 O 1.13E+44 O 1.09E+44 O 9.32E+43 O -NGC2992 - 5.93E+43 O 5.67E+43 O 3.82E+43 O 1.13E+43 O -Mrk1239 - 5.18E+43 O 7.37E+43 O 1.01E+44 O 1.02E+44 O -UGC7064 - 1.44E+44 O 1.31E+44 O 9.21E+43 O - O -MCG-2-33-34-NGC4748 - 6.85E+43 O 6.36E+43 O 4.33E+43 O - O -IC4329A 714 P 1.52E+44 O 1.54E+44 O 1.36E+44 O 1.08E+44 O 1.16E+44 OMrk509 206 P 2.01E+44 O 2.09E+44 O 2.08E+44 O 2.19E+44 O 1.39E+44 OMrk478 - 2.87E+44 O 3.07E+44 O 4.24E+44 O 3.78E+44 O - ONGC3227 1581 P 4.00E+43 O 3.57E+43 O 2.31E+43 O 1.88E+42 O 2.17E+42 OFairall9 410 P 2.94E+44 O 3.02E+44 O 2.64E+44 O 4.97E+44 O 2.94E+44 ONGC1566 1695 P 1.46E+44 O 1.17E+44 O 7.78E+43 O 2.14E+42 O -Ark120 377 P 2.45E+44 O 2.12E+44 O 2.17E+44 O 1.05E+44 O 1.14E+44 ONGC4051 428 P 1.48E+43 O 1.16E+43 O 8.22E+42 O 3.02E+41 O 1.05E+42 ONGC4593 338 P 1.54E+44 O 1.39E+44 O 9.14E+43 O 1.34E+43 O 1.43E+43 OIRAS12495-1308 760 P 6.85E+43 O 6.36E+43 O 4.33E+43 O - O -MCG-6-30-15 120 P 1.87E+43 O 1.97E+43 O 1.55E+43 O 1.01E+43 O -Mrk279 135 P 1.82E+44 O 1.76E+44 O 1.52E+44 O 3.32E+43 O -Mrk841 627 P 9.20E+43 O 8.13E+43 O 7.96E+43 O 8.90E+43 O 7.56E+43 OESO141-G55 265 P 1.79E+44 O 1.99E+44 O 1.88E+44 O 1.67E+44 O 1.07E+44 OArk564 260 P 5.57E+43 O 5.75E+43 O 5.15E+43 O - O 3.80E+43 ONGC526a 507 P 6.12E+43 O 7.10E+43 O 4.30E+43 O 5.44E+43 O 3.87E+43 OMCG8-11-11 289 P 1.95E+44 O 2.03E+44 O 1.63E+44 O 6.02E+43 O 7.59E+43 ONGC3516 161 P 8.79E+43 O 7.45E+43 O 5.42E+43 O - O 1.58E+43 O
135Seyfert 1 L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,36µm)UVMkn335 9.55E+43 C 5.80E+43 C 2.16E+43 C 2.18E+43 C 1.30E+38 D 1.55E+44 UNGC863(Mrk590) 6.33E+43 C 3.52E+43 C 3.27E+43 C 5.84E+43 C 3.02E+38 D 5.95E+43 UNGC3786(Mrk744) 3.82E+42 C 7.15E+42 C 9.17E+42 C 1.37E+43 C 3.98E+37 D -NGC4235 4.02E+42 C 2.38E+42 C 1.98E+42 C 2.41E+42 C 2.11E+37 D 2.65E+43 TNGC4253(Mrk766) 3.12E+43 C 4.99E+43 C 6.45E+43 C 4.47E+43 C 1.71E+38 D 1.37E+43 TNGC5548 5.65E+43 C 5.22E+43 C 3.02E+43 C 2.73E+43 C 2.23E+38 D 7.08E+43 TMrk817 1.61E+44 C 2.68E+44 C 2.01E+44 C 1.29E+44 C 2.97E+38 D -NGC5940 9.37E+43 C 2.91E+43 C 8.15E+43 C 1.16E+44 C 2.78E+38 D -2237+07-NGC668-(UGC1238) 2.15E+43 C 1.76E+43 C 1.79E+43 C 3.22E+43 C 1.87E+37 D 1.90E+43 TNGC7469 1.72E+44 C 3.54E+44 C 6.59E+44 C 5.34E+44 C 1.29E+39 D 9.98E+43 TMrk530(NGC7603) 6.67E+43 C 5.01E+43 C 7.09E+43 C 1.02E+44 C 5.70E+38 D -NGC931(Mrk1040) 8.10E+43 C 8.41E+43 C 6.79E+43 C 7.25E+43 C 9.88E+37 D 5.00E+42 UIras F03450+0055 1.29E+44 C 1.13E+44 C 4.32E+43 C 1.79E+44 C 8.37E+38 D -3C120 1.51E+44 C 1.60E+44 C 1.34E+44 C 1.75E+44 C 1.00E+41 D -Mrk618 2.06E+44 C 2.29E+44 C 3.28E+44 C 3.08E+44 C 5.76E+38 D -MCG-5-13-17 1.63E+43 C 2.03E+43 C 2.08E+43 C 1.77E+43 C 5.89E+37 D -Mrk79 7.30E+43 C 8.60E+43 C 7.07E+43 C 6.67E+43 C 2.71E+38 D 1.13E+44 TNGC2639 9.48E+42 C 5.97E+42 C 2.36E+43 C 5.02E+43 C 3.82E+38 D 3.65E+43 TMrk704 1.43E+44 C 1.04E+44 C 2.94E+43 C 3.78E+43 C 1.40E+38 D -NGC2992 1.68E+43 C 1.87E+43 C 3.91E+43 C 4.92E+43 C 3.60E+38 D 1.85E+43 TMrk1239 1.24E+44 C 1.04E+44 C 5.09E+43 C 5.52E+43 C 6.62E+38 D -UGC7064 5.08E+43 C 5.45E+43 C 1.64E+44 C 2.00E+44 C 2.80E+38 D 3.77E+43 TMCG-2-33-34-NGC4748 1.74E+43 C 1.82E+43 C 2.38E+43 C 2.73E+43 C 8.03E+37 D -IC4329A 1.33E+44 C 1.31E+44 C 5.01E+43 C 2.46E+43 C 4.59E+38 D 2.03E+43 TMrk509 1.81E+44 C 1.90E+44 C 1.54E+44 C 1.03E+44 C 5.90E+38 D 2.37E+44 UMrk478 3.59E+44 E 2.73E+44 E 3.41E+44 E 3.30E+44 E 8.71E+38 D 3.92E+44 TNGC3227 4.78E+42 E 6.02E+42 E 1.12E+43 E 1.57E+43 E 3.89E+37 D 1.20E+43 TFairall9 - - - - - 5.48E+44 TNGC1566 1.00E+43 O 7.05E+42 O 3.54E+43 O 6.71E+43 O - 5.49E+43 UArk120 1.63E+44 O 1.01E+44 O 6.59E+43 O 6.64E+43 O 3.53E+38 D 1.39E+44 UNGC4051 2.23E+42 O 1.99E+42 O 3.72E+42 O 7.49E+42 O 1.38E+37 D -NGC4593 1.33E+43 O 1.51E+43 O 2.36E+43 O 2.77E+43 O 9.55E+36 D 5.23E+42 UIRAS12495-1308 1.75E+43 O 1.82E+43 O 2.38E+43 O 2.73E+43 O 8.03E+37 D -MCG-6-30-15 1.09E+43 O 1.12E+43 O 6.26E+42 O 3.79E+42 O - 1.91E+42 UMrk279 9.10E+43 O 7.09E+43 O 1.12E+44 O 1.17E+44 O 5.77E+38 D 1.66E+44 UMrk841 1.22E+44 O 1.44E+44 O 5.83E+43 O 4.71E+43 O - - UESO141-G55 1.50E+44 O 1.05E+44 O 7.13E+43 O 1.10E+44 O - 1.89E+44 UArk564 8.72E+43 O 7.91E+43 O 4.82E+43 O 3.99E+43 O 4.67E+38 D 4.35E+43 UNGC526a 4.97E+43 O 3.76E+43 O 7.82E+42 O 1.83E+43 O 1.28E+38 D 9.43E+42 UMCG8-11-11 1.28E+44 O 1.88E+44 O 1.21E+44 O 1.02E+44 O 2.76E+39 D 1.55E+43 UNGC3516 1.59E+43 O 1.60E+43 O 1.32E+43 O 1.01E+43 O 6.55E+37 D 2.34E+43 U
Seyfert 1 LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)Mkn335 7.27E+43 G 1.43E+43 G 1.03E+43 e 4.90E+06 c 17.90 9.342NGC863(Mrk590) 6.53E+43 G 4.29E+43 G 3.41E+43 e 1.58E+07 c 16.62 18.34NGC3786(Mrk744) - - - 3.39E+07 c - -NGC4235 - 1.49E+42 H 1.45E+42 e - - 2.327NGC4253(Mrk766) - 5.10E+42 H 4.71E+42 e - - 4.963NGC5548 3.34E+43 G 3.06E+43 G 2.25E+43 e 1.07E+08 c 10.5 14.90Mrk817 6.56E+43 G - - 3.98E+07 c 16.67 -NGC5940 - - - - - -2237+07-NGC668-(UGC1238) - - - - - -NGC7469 5.21E+43 G 1.66E+43 G 1.56E+43 e 6.92E+06 c 14.22 10.24Mrk530(NGC7603) - - - 1.20E+08 c - -NGC931(Mrk1040) - - 2.20E+42 e 4.37E+07 c - -Iras F03450+0055 - - - - - -3C120 1.39E+44 G 1.11E+45 G 9.18E+43 G 2.63E+07 c 27.99 135.4Mrk618 - - - - - -MCG-5-13-17 - - - - - -Mrk79 5.50E+43 G 2.90E+43 G - 7.24E+07 c 14.76 14.42NGC2639 - 2.61E+40 H 6.61E+40 _ - - 0.1944Mrk704 2.75E+43 G 8.78E+42 H - - 9.160 6.923NGC2992 - 8.42E+42 G 7.64E+42 e 5.25E+07 c - 6.746Mrk1239 - - - - - -UGC7064 - - - - - -MCG-2-33-34-NGC4748 - - - - - -IC4329A 1.64E+43 G 4.84E+42 I 3.41E+43 e 5.89E+06 c 6.405 4.80Mrk509 1.88E+44 G 1.18E+44 G 1.02E+44 _ 7.24E+07 c 34.47 34.12Mrk478 - 4.67E+43 I 3.16E+43 _ - - 19.31NGC3227 2.02E+42 G 2.32E+41 I 5.50E+41 _ 4.37E+07 c 1.510 0.744Fairall9 1.79E+44 G 9.92E+43 G 1.50E+44 _ 8.13E+07 c 33.33 30.68NGC1566 - - - 8.32E+06 c - -Ark120 1.69E+44 G 6.57E+43 G 7.59E+43 _ 1.86E+08 c 32.03 23.8NGC4051 8.70E+41 G 2.60E+41 G 1.62E+41 _ 1.35E+06 c 0.8444 0.7977NGC4593 1.22E+43 G 5.75E+42 G 9.55E+42 _ 8.13E+06 c 5.223 5.339IRAS12495-1308 - - - - - -MCG-6-30-15 - - 7.30E+42 _ - - -Mrk279 7.50E+43 G 5.52E+43 G 5.00E+43 _ - 18.29 21.41Mrk841 - 4.12E+43 G 3.47E+43 _ 1.26E+08 c - 17.90ESO141-G55 - - 3.12E+43 _ - - -Ark564 - 1.74E+43 G - - - 10.55NGC526a - 2.44E+43 G 5.30E+43 _ - - 12.97MCG8-11-11 - - - - - -NGC3516 7.70E+42 G 1.28E+43 G 1.95E+42 _ 2.29E+07 c 3.802 8.727
136Seyfert 1 R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0] }
Mkn335 7.638 0.3 0.3 - 7.93 7.76E+43 3.49 -NGC863(Mrk590) 15.93 1.1 1 24.62 17.11 1.43E+44 6.42 -NGC3786(Mrk744) - 2.2 1.3 53.78 - 3.74E+43 1.68 -NGC4235 2.296 3.5 0.79 76.96 - 7.52E+42 0.338 -NGC4253(Mrk766) 4.723 1 0.8 36.9 3.22 2.11E+44 9.50 -NGC5548 12.4 1.4 1.3 21.79 7.85 1.05E+44 4.74 -Mrk817 - 0.6 0.6 - 6.64 6.47E+44 29 -NGC5940 - 0.8 0.8 - 23.56 3.26E+44 14.7 -2237+07-NGC668-(UGC1238) - 1.8 1.2 48.19 - 7.83E+43 3.53 -NGC7469 9.851 1.5 1.1 42.83 24.66 2.23E+45 101 3.71E+9Mrk530(NGC7603) - 1.5 1 48.19 5.78 2.85E+44 12.8 1.32E+9NGC931(Mrk1040) 2.962 3.9 0.8 78.16 2.20 2.48E+44 11 -Iras F03450+0055 - 0.28 0.27 15.36 - 2.90E+44 13.1 -3C120 29.26 0.8 0.6 41.41 - 5.19E+44 23.4 1.20E+9Mrk618 - 0.9 0.7 38.94 - 1.15E+45 51.9 -MCG-5-13-17 - 1.2 0.8 48.19 - 7.12E+43 3.21 -Mrk79 - 1.2 1.2 - - 2.49E+44 11.2 -NGC2639 0.3440 1.8 1.1 52.33 - 1.11E+44 5.00 -Mrk704 - 0.7 0.4 55.15 - 1.14E+44 5.12 -NGC2992 6.355 3.5 1.1 71.68 - 1.50E+44 6.75 -Mrk1239 - 0.4 0.15 67.98 - 1.87E+44 8.40 -UGC7064 - 0.9 0.9 - - 6.24E+44 28 -MCG-2-33-34-NGC4748 - 0.75 * - - 8.86E+43 3.99 -IC4329A 15.93 1.4 0.4 73.40 29.29 1.54E+44 6.92 -Mrk509 31.28 0.5 * - 14.18 5.01E+44 22.5 -Mrk478 15.21 0.5 0.3 53.1 - 1.21E+45 54.5 -NGC3227 1.263 5.4 3.6 48.19 1.58 4.46E+43 2.01 -Fairall9 39.55 0.8 0.7 28.96 47.10 - - -NGC1566 - 8.3 6.6 37.3 1.76 1.58E+44 7.13 -Ark120 26.0 1.1 0.8 43.34 18.67 2.36E+44 10.6 -NGC4051 0.5970 5.2 3.9 41.41 0.22 1.71E+43 0.769 -NGC4593 7.291 3.9 2.9 41.96 1.69 8.87E+43 3.99 -IRAS12495-1308 - 0.75 * - 2.40 8.86E+43 3.99 -MCG-6-30-15 6.18 1 0.6 53.1 0.58 2.00E+43 0.898 -Mrk279 20.15 0.9 0.5 56.25 4.66 4.06E+44 18 -Mrk841 16.09 - - - 20.48 1.97E+44 8.89 -ESO141-G55 15.08 0.9 0.6 48.19 14.04 2.94E+44 13.2 -Ark564 - 0.7 0.4 55.15 5.08 1.64E+44 7.39 -NGC526a 20.88 1.7 0.9 58.0 6.27 3.84E+43 1.73 -MCG8-11-11 - 2.1 1.5 44.4 9.49 4.14E+44 18.6 -NGC3516 2.749 1.7 1.3 40.12 1.22 4.41E+43 1.98 -
137
8.1.3. Galaxias Seyfert 2
Seyfert 2 RA O Dec O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)Mrk334 00h03m09.6s +21d57m37s 87.78 5.80E+40 C 11 C 8.39E+42Mrk993 01h25m31.4s +32d08m11s 62.15 9.40E+39 C 16 C -Mrk573 01h43m57.8s +02d21m00s 68.716 1.80E+40 C 6 C -NGC1144 02h55m12.2s -00d11m01s 115.39 1.20E+40 C 7 C -NGC4388 12h25m46.7s +12d39m44s 33.676 4.70E+39 C 5 C 5.66E+41NGC5252 13h38m15.9s +04d32m33s 91.9 5.64E+40 C 12 C -NGC5256(Mrk266SW) 13h38m17.5s +48d16m37s 111.45 1.33E+41 C 87 C 1.37E+42 bNGC5347 13h53m17.8s +33d29m27s 31.16 7.90E+39 C 10 C 1.08E+41NGC5674 14h33m52.2s +05d27m30s 99.72 1.90E+40 C 4 C 4.05E+42 PNGC5695 14h37m22.1s +36d34m04s 56.37 6.10E+39 C 16 C -NGC5929 15h26m06.1s +41d40m14s 33.25 1.70E+39 C 13 C 3.27E+41NGC7674 23h27m56.7s +08d46m45s 115.70 1.36E+41 C 7 C 4.10E+42 CNGC7682 23h29m03.9s +03d32m00s 68.56 1.10E+40 C 40 C -Mrk938 00h11m06.5s -12d06m26s 78.47 2.89E+41 C 75 C -NGC262(Mrk348) 00h48m47.1s +31d57m25s 60.14 1.30E+40 C 1.6 C -NGC513 01h24m26.8s +33d47m58s 78.18 3.00E+39 C 3.5 C 2.06E+42F01475-0740 01h50m02.7s -07d25m48s 70.66 2.20E+40 C 21 C -NGC1125 02h51m40.3s -16d39m04s 43.72 2.40E+40 C 50 C 1.15E+42NGC1194 03h03m49.1s -01d06m13s 54.39 8.80E+39 C 4 C -NGC1241 03h11m14.6s -08d55m20s 54.06 4.10E+39 C 12 C 1.30E+42NGC1320(Mrk607) 03h24m48.7s -03d02m32s 35.53 1.20E+40 C 8 C -F04385-0828 04h40m54.9s -08d22m22s 60.4 1.80E+40 C 4 C -NGC1667 04h48m37.1s -06d19m12s 60.67 7.10E+39 C 16 C 4.30E+42 CNGC3660 11h23m32.3s -08d39m31s 49.14 1.13E+40 C 50 C -NGC4501-S1-2 12h31m59.2s +14d25m14s 30.44 4.70E+39 C 12 C -NGC4968 13h07m06.0s -23d40m37s 39.45 1.70E+40 C 18 C -MCG-3-34-64 13h22m24.4s -16d43m43s 66.16 1.80E+40 C 6 C -NGC5135 13h25m44.0s -29d50m01s 54.77 5.80E+40 C 24 C -MCG-2-40-4 15h48m24.9s -13d45m28s 100.77 8.00E+40 C 3 C -F15480-0344 15h50m41.5s -03d53m18s 121.2 5.90E+40 C 11 C -NGC7172 22h02m01.9s -31d52m11s 34.73 8.40E+39 C 3.5 C -MCG-3-58-7 22h49m37.1s -19d16m26s 125.85 3.30E+40 C 1.1 C -IC3639 12h40m52.8s -36d45m21s 43.70 1.13E+40 C 8.5 C -Mrk34 10h34m08.6s +60d01m52s 202 1.75E+40 C 1.6 C -Mrk78 07h42m41.7s +65d10m37s 148.6 1.08E+41 C 15 C -Mrk463 13h56m02.9s +18d22m19s 201.42 1.59E+39 C 0.81 C -Mrk477 14h40m38.1s +53d30m16s 150.90 1.51E+41 C 22 C -Mrk686 14h37m22.1s +36d34m04s 56.37 1.20E+40 C 12 C -NGC1068 02h42m40.7s -00d00m48s 15.17 2.67E+40 C 1.2 C 1.76E+41 aNGC5033 13h13m27.5s +36d35m38s 11.68 5.84E+40 P 198 P 2.76E+41 PIRAS 22377+0747 22h40m17.0s +08d03m14s 99.90 3.67E+41 P 70 P 1.97E+42 PNGC4579 12h37m43.5s +11d49m05s 20.27 2.53E+41 P 280 P 2.33E+41 PNGC5273 13h42m08.3s +35d39m15s 14.20 4.03E+39 P 17 P 2.24E+40 PNGC7314 22h35m46.2s -26d03m01s 19.05 3.93E+40 P 219 P 1.11E+41 PNGC1097 02h46m19.0s -30d16m30s 16.96 1.44E+41 P 82 P 3.20E+41 RNGC1386 03h36m46.2s -35d59m57s 11.58 8.47E+39 P 33 P 1.64E+41 PMrk3 06h15m36.3s +71d02m15s 54.03 3.82E+41 P 114 P 1.45E+42 PNGC3982 11h56m28.1s +55d07m31s 14.80 5.70E+40 P 161 P 2.87E+41 PNGC4507 12h35m36.6s -39d54m33s 47.20 2.14E+41 P 49 P 9.94E+41 PMrk673 14h17m21.1s +26d51m27s 146.06 2.15E+42 P 128 P 2.03E+43 PIC4397 14h17m58.7s +26d24m45s 58.96 2.11E+41 P 204 P 2.68E+42 PNGC5728 14h42m23.9s -17d15m11s 37.41 2.52E+41 P 235 P 2.60E+42 PNGC5953 15h34m32.4s +15d11m38s 26.22 1.16E+41 P 87 P 2.78E+42 PESO137-G34 16h35m14.1s -58d04m48s 36.58 1.67E+41 P 880 P 6.47E+41 PMrk507 17h48m38.4s +68d42m16s 223.6 1.22E+42 P 87 P 1.22E+43 PNGC7592 23h18m22.2s -04d25m01s 97.78 1.50E+41 P 34 P 1.82E+43 P
138Seyfert 2 EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6µm)Mrk334 2063 7.26E+43 O 8.04E+43 O 6.31E+43 O - 1.65E+43 OMrk993 - 7.08E+43 O 6.60E+43 O 4.22E+43 O - -Mrk573 - 6.71E+43 O 6.01E+43 O 3.65E+43 O - -NGC1144 - 5.74E+44 O 5.83E+44 O 3.63E+44 O - -NGC4388 1612 P 1.33E+44 O 1.26E+44 O 7.85E+43 O - 8.82E+42 ONGC5252 - 1.71E+44 O 1.71E+44 O 1.15E+44 O - -NGC5256(Mrk266SW) 467 b 2.90E+44 O 3.03E+44 O 1.75E+44 O 3.22E+43 O 2.23E+43 ONGC5347 - 2.51E+43 O 2.22E+43 O 1.48E+43 O - -NGC5674 4654 P 1.76E+44 O 1.40E+44 O 1.14E+44 O - -NGC5695 - 8.15E+43 O 7.27E+43 O 4.75E+43 O - -NGC5929 2855 P 2.64E+43 O 2.96E+43 O 1.70E+43 O - 1.13E+42 ONGC7674 1099 P 2.62E+44 O 2.45E+44 O 1.80E+44 O - 1.23E+44 ONGC7682 - 7.49E+43 O 6.77E+43 O 4.29E+43 O - -Mrk938 - 8.98E+43 O 8.96E+43 O 6.33E+43 O - -NGC262(Mrk348) - 5.28E+43 O 4.84E+43 O 3.64E+43 O 1.37E+43 O -NGC513 - 1.16E+44 O 1.11E+44 O 7.29E+43 O - -F01475-0740 - 9.98E+42 O 1.10E+43 O 8.02E+42 O - -NGC1125 2405 - - 1.95E+43 O - -NGC1194 - 6.75E+43 O 5.52E+43 O 4.07E+43 O - -NGC1241 2084 1.67E+44 O 1.69E+44 O 1.12E+44 O - -NGC1320(Mrk607) - 3.99E+43 O 3.66E+43 O 2.50E+43 O - -F04385-0828 - 2.22E+43 O 2.29E+43 O 1.72E+43 O - 4.82E+43 ONGC1667 4683 P 1.81E+44 O 1.75E+44 O 1.12E+44 O - -NGC3660 - 6.71E+43 O 5.84E+43 O 4.11E+43 O - -NGC4501-S1-2 - 5.53E+44 O 4.90E+44 O 3.18E+44 O - -NGC4968 - 4.28E+43 O 4.85E+43 O 2.78E+43 O - -MCG-3-34-64 - 9.60E+43 O 9.24E+43 O 6.07E+43 O - -NGC5135 - 1.54E+44 O 1.71E+44 O 9.71E+43 O - -MCG-2-40-4 - 2.32E+44 O 2.41E+44 O 1.96E+44 O - -F15480-0344 - 1.11E+44 O 8.54E+43 O 7.86E+43 O - -NGC7172 - 9.25E+43 O 9.04E+43 O 6.25E+43 O - -MCG-3-58-7 - 1.27E+44 O 1.31E+44 O 1.20E+44 O - -IC3639 - 5.16E+43 O 4.53E+43 O 3.04E+43 O - -Mrk34 - 1.46E+44 O 1.55E+44 O 1.04E+44 O 5.15E+43 O -Mrk78 - 1.12E+44 O 1.12E+44 O 7.91E+43 O - -Mrk463 - 2.53E+44 O 3.10E+44 O 4.15E+44 O - 6.12E+44 OMrk477 - 6.87E+43 O 5.90E+43 O 3.87E+43 O - -Mrk686 - 8.15E+43 O 7.27E+43 O 4.75E+43 O - -NGC1068 820 a 1.72E+44 O 1.61E+44 O 1.23E+44 O 4.06E+43 O 1.54E+44 ONGC5033 2394 P 4.27E+43 O 3.86E+43 O 2.48E+43 O 6.81E+41 O 5.64E+41 OIRAS 22377+0747 906 P 8.97E+43 O 8.13E+43 O 6.25E+43 O - -NGC4579 945 P 2.11E+44 O 1.91E+44 O 1.15E+44 O - -NGC5273 1028 P 1.46E+43 O 1.31E+43 O 7.59E+42 O - 2.60E+41 ONGC7314 1046 P 3.94E+43 O 3.17E+43 O 2.12E+43 O - 9.60E+41 ONGC1097 488 R 1.77E+44 O 1.60E+44 O 9.97E+43 O 8.88E+42 O -NGC1386 986 P 1.58E+43 O 1.41E+43 O 8.77E+42 O 6.28E+41 O 1.35E+42 OMrk3 545 P 1.30E+44 O 1.25E+44 O 8.30E+43 O 9.70E+42 O 1.63E+43 ONGC3982 2405 P 1.24E+43 O 1.14E+43 O 6.94E+42 O - -NGC4507 243 P 1.09E+44 O 1.04E+44 O 6.95E+43 O 1.67E+43 O 2.60E+43 OMrk673 4617 P 2.33E+44 O 2.20E+44 O 1.55E+44 O - -IC4397 7199 P 4.06E+43 O 3.39E+43 O 2.33E+43 O - -NGC5728 6064 P 1.36E+44 O 1.26E+44 O 8.30E+43 O - -NGC5953 6442 P 3.38E+43 O 3.20E+43 O 1.65E+43 O - -ESO137-G34 6350 P 1.33E+44 O 1.14E+44 O 7.33E+43 O - -Mrk507 2417 P 1.33E+44 O 1.40E+44 O 1.03E+44 O - 2.81E+43 ONGC7592 4108 P 4.01E+43 O 4.64E+43 O 2.64E+43 O - -
139Seyfert 2 L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVMrk334 5.30E+43 C 1.162E+44 C 2.01E+44 C 1.20E+44 C 3.60E+38 D 2.23E+43 UMrk993 1.50E+43 C 7.21E+42 C 6.93E+42 C 1.83E+43 C 3.49E+37 D -Mrk573 3.53E+43 C 6.31E+43 C 3.08E+43 C 2.14E+43 C 1.90E+38 D -NGC1144 1.12E+44 C 1.20E+44 C 4.22E+44 C 5.40E+44 C 3.45E+39 D 6.69E+43 UNGC4388 3.39E+43 C 5.63E+43 C 6.92E+43 C 7.37E+43 C 2.27E+38 D 3.47E+43 UNGC5252 2.02E+43 C 1.70E+43 C 9.35E+43 C 3.43E+43 C 2.31E+38 D - UNGC5256(Mrk266SW) 8.55E+43 C 1.75E+44 C 5.46E+44 C 4.95E+44 C 2.63E+39 D - UNGC5347 9.00E+42 C 1.34E+43 C 8.25E+42 C 9.20E+42 C 9.11E+36 D 7.72E+42 UNGC5674 4.17E+43 C 4.00E+43 C 8.57E+43 C 1.33E+44 C 5.70E+38 D - UNGC5695 1.05E+43 C 5.93E+42 C 1.08E+43 C 2.04E+43 C 3.35E+37 D 1.75E+43 UNGC5929 1.42E+43 C 2.57E+43 C 6.05E+43 C 5.44E+43 C 2.01E+38 D - UNGC7674 2.68E+44 C 3.65E+44 C 4.48E+44 C 3.92E+44 C 4.95E+39 D 6.91E+43 UNGC7682 4.50E+43 C 1.49E+43 C 1.32E+43 C 6.92E+42 C 4.71E+38 D - UMrk938 7.37E+43 C 2.10E+44 C 6.12E+44 C 3.80E+44 C 6.90E+38 D - UNGC262(Mrk348) 3.35E+43 C 4.31E+43 C 2.79E+43 C 2.01E+43 C 1.77E+39 D 1.55E+43 UNGC513 3.11E+43 C 2.46E+43 C 7.09E+43 C 8.89E+43 C 5.42E+38 D - UF01475-0740 4.63E+43 C 6.88E+43 C 3.14E+43 C 1.17E+43 C 2.67E+39 D - UNGC1125 9.72E+42 C 2.28E+43 C 3.79E+43 C 2.70E+43 C 1.86E+38 D 1.10E+43 UNGC1194 2.39E+43 C 2.17E+43 C 1.36E+43 C 9.87E+42 C 1.24E+37 D 1.02E+43 UNGC1241 2.10E+43 C 1.89E+43 C 6.23E+43 C 1.09E+44 C - 7.71E+43 UNGC1320(Mrk607) 1.25E+43 C 1.94E+43 C 1.62E+43 C 1.25E+43 C 1.27E+37 D 8.28E+42 UF04385-0828 4.58E+43 C 8.49E+43 C 6.05E+43 C 3.31E+43 C 1.16E+38 D - UNGC1667 4.73E+43 C 3.59E+43 C 1.31E+44 C 1.94E+44 C 4.67E+38 D 4.94E+43 UNGC3660 1.37E+43 C 7.63E+42 C 2.70E+43 C 3.94E+43 C 4.98E+37 D - UNGC4501-S1-2 2.83E+43 C 1.70E+43 C 7.59E+43 C 1.82E+44 C 4.61E+38 D 9.44E+43 UNGC4968 1.82E+43 C 2.35E+43 C 2.22E+43 C 1.64E+43 C 9.00E+37 D - UMCG-3-34-64 1.15E+44 C 1.80E+44 C 1.55E+44 C 8.61E+43 C 2.02E+39 D - UNGC5135 5.74E+43 C 1.03E+44 C 3.03E+44 C 3.08E+44 C 1.00E+39 D 3.32E+43 UMCG-2-40-4 1.19E+44 C 1.25E+44 C 2.22E+44 C 2.38E+44 C 5.10E+38 D -F15480-0344 7.91E+43 C 1.54E+44 C 9.40E+43 C 2.15E+44 C - -NGC7172 1.59E+43 C 1.32E+43 C 4.12E+43 C 5.33E+43 C 7.44E+37 D 1.08E+43 UMCG-3-58-7 1.33E+44 C 1.82E+44 C 2.29E+44 C 1.91E+44 C 3.32E+38 D - UIC3639 3.66E+43 C 6.20E+43 C 8.59E+43 C 7.33E+43 C 2.81E+38 D - UMrk34 8.54E+43 C 2.70E+44 C 1.98E+44 C 1.17E+44 C 1.31E+39 D - UMrk78 8.59E+43 C 1.78E+44 C 1.47E+44 C 8.96E+43 C 1.35E+39 D - UMrk463 6.19E+44 C 9.20E+44 C 5.29E+44 C 2.80E+44 C 2.59E+40 D 1.36E+44 UMrk477 8.86E+43 C 1.67E+44 C 1.79E+44 C 1.51E+44 C 2.30E+39 D - UMrk686 1.05E+43 C 5.93E+42 C 1.08E+43 C 2.04E+43 C 3.35E+37 D 1.75E+43 UNGC1068 2.73E+44 C 2.81E+44 C 2.43E+44 C 1.85E+44 C 1.87E+39 D 5.39E+43 UNGC5033 3.87E+42 C 2.25E+42 C 1.13E+43 C 2.15E+43 C 2.77E+37 D 6.16E+41 UIRAS 22377+0747 6.06E+43 O 4.93E+43 O 4.93E+43 O 8.88E+43 O 2.52E+38 D -NGC4579 4.29E+42 O 2.24E+42 O 1.17E+43 O 2.67E+43 O 6.66E+37 D 3.49E+43 TNGC5273 7.23E+41 O 8.39E+41 O 1.09E+42 O 1.13E+42 O 1.18E+36 D 2.77E+42 TNGC7314 2.91E+42 O 3.02E+42 O 8.12E+42 O 1.85E+43 O 1.89E+37 D 1.52E+43 UNGC1097 1.71E+43 O 2.28E+43 O 7.66E+43 O 8.81E+43 O 1.20E+38 D 3.35E+43 UNGC1386 1.98E+42 O 2.75E+42 O 4.33E+42 O 4.64E+42 O 8.33E+36 D 2.56E+42 UMrk3 6.23E+43 O 1.22E+44 O 6.59E+43 O 3.53E+43 O 5.38E+39 D 1.07E+43 UNGC3982 3.32E+42 O 2.62E+42 O 8.61E+42 O 1.19E+43 O 2.07E+37 D - UNGC4507 3.05E+43 O 4.45E+43 O 5.75E+43 O 4.32E+43 O 2.47E+38 D 2.38E+43 UMrk673 6.76E+43 O 9.86E+43 O 3.32E+44 O 4.30E+44 O 8.08E+38 D -IC4397 1.59E+43 O 8.54E+42 O 3.20E+43 O 4.06E+43 O 6.81E+37 D -NGC5728 1.02E+43 O 1.77E+43 O 6.83E+43 O 7.39E+43 O 1.64E+38 D -NGC5953 1.10E+43 O 1.15E+43 O 4.11E+43 O 4.69E+43 O 1.05E+38 D -ESO137-G34 1.16E+43 O 1.43E+43 O 1.83E+43 O 9.89E+43 O - -Mrk507 7.94E+43 O 7.47E+43 O 1.63E+44 O 1.73E+44 O 4.02E+38 D -NGC7592 8.06E+43 O 1.23E+44 O 4.46E+44 O 3.50E+44 O 1.20E+39 D -
140Seyfert 2 LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)Mrk334 - - - - - -Mrk993 - 5.59E+41 J - - - 1.28Mrk573 - 1.58E+41 J - 19.06E+6 c - 0.59NGC1144 - - - - - -NGC4388 - 6.28E+42 J 4.60E+41 e - - 5.64NGC5252 - - 6.50E+42 e 109.65E+6 c - -NGC5256(Mrk266SW) - 5.35E+41 H - - - 1.24NGC5347 - 3.72E+40 H - 6.17E+6 c - 0.24NGC5674 - 1.70E+43 L 1.51E+43 ^ - - 10.38NGC5695 - - - - - -NGC5929 - - - 17.78E+6 c - -NGC7674 - 1.12E+42 J - - - 1.96NGC7682 - 8.13E+42 L 7.24E+42 ^ 19.06E+6 c - 6.60Mrk938 - 2.44E+41 J - - - 0.77NGC262(Mrk348) - - 3.11E+42 e 16.22E+6 c - -NGC513 - - - 44.67E+6 c - -F01475-0740 - 4.90E+41 J - - - 0.95NGC1125 - - - - - -NGC1194 - - - - - -NGC1241 - - - - - -NGC1320(Mrk607) - - - 15.13E+6 c - -F04385-0828 - - - - - -NGC1667 - 2.46E+42 L 2.04E+42 P - - 3.17NGC3660 - - - - - -NGC4501-S1-2 - 1.22E+40 J 3.89E+39 P - - 0.12NGC4968 - 8.32E+40 L 7.41E+40 ^ - - 0.40MCG-3-34-64 - 3.80E+42 L - - - 4.14NGC5135 - 8.13E+40 L - - - 0.39MCG-2-40-4 - 3.28E+43 G 2.90E+43 e - - 15.55F15480-0344 - 6.50E+41 J - - - 1.40NGC7172 - 3.18E+42 J 7.46E+42 e - - 3.71MCG-3-58-7 - - - - - -IC3639 - 1.83E+40 J - - - 0.16Mrk34 - 1.71E+42 H - - - 2.53Mrk78 - - - 74.13E+6 c - -Mrk463 - - - - - -Mrk477 - - - - - -Mrk686 - - - 36.30E+6 c - -NGC1068 - 1.27E+41 J 6.92E+42 P 16.98E+6 c - 0.52NGC5033 - 4.68E+40 J 1.20E+41 P - - 0.28IRAS 22377+0747 - - - - - -NGC4579 - 1.90E+41 J 1.07E+41 P - - 0.66NGC5273 - 1.62E+41 J 2.29E+41 P 3.24E+6 c - 0.60NGC7314 - 7.12E+41 J 1.60E+42 P - - 1.48NGC1097 - 5.95E+40 - - - 0.32NGC1386 - 3.37E+39 K - 13.38E+6 c - 0.06Mrk3 - 2.06E+42 K - - - 2.85NGC3982 - 1.38E+39 G 1.51E+41 P 1.23E+6 c - 0.032NGC4507 - 2.14E+43 L 1.91E+43 P - - 11.96Mrk673 - - - - - -IC4397 - - - - - -NGC5728 - 2.23E+41 ^ - - - 0.73NGC5953 - 4.94E+38 ^ - 8.71E+6 c - 0.02ESO137-G34 - - - - - -Mrk507 - - - - - -NGC7592 - - - - - -
141Seyfert 2 R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}Mrk334 - 1 0.7 45.57 29.03 6.37E+44 28.66 -Mrk993 - 2.2 0.7 71.45 - 3.62E+43 1.63 -Mrk573 - 1.3 1.3 - - 1.01E+44 4.5415 7.08E+8NGC1144 - 1.1 0.7 50.48 - 1.63E+45 73.32 1.09E+10NGC4388 1.13 4.84 0.92 79.04 1.96 2.52E+44 11.35 -NGC5252 5.76 1.44 0.81 55.77 - 2.75E+44 12.39 -NGC5256(Mrk266SW) - 0.4 0.3 41.41 4.73 1.90E+45 85.60 5.70E+9NGC5347 - 1.7 1.3 40.12 0.37 3.05E+43 1.37 -NGC5674 9.67 1.1 1 24.62 14.00 3.54E+44 15.94 -NGC5695 - 1.3 0.93 44.33 - 4.84E+43 2.18 -NGC5929 - 1.14 0.89 38.68 1.13 2.10E+44 9.46 -NGC7674 - 1.1 1 24.62 14.19 1.55E+45 69.59 2.34E+9NGC7682 6.15 1.2 1.1 23.56 - 4.10E+43 1.85 -Mrk938 - 2.2 0.8 68.68 - 1.96E+45 88.10 -NGC262(Mrk348) 3.66 1.1 1.1 - - 9.21E+43 4.15 -NGC513 - 0.7 0.3 64.62 7.11 2.72E+44 12.23 -F01475-0740 - 0.36 0.3 33.56 - 9.26E+43 4.17 -NGC1125 - 1.8 0.9 60 3.96 1.25E+44 5.61 -NGC1194 - 1.59 0.76 61.45 - 4.50E+43 2.03 -NGC1241 - 2.8 1.7 52.62 4.49 2.69E+44 12.09 -NGC1320(Mrk607) - 1.9 0.6 71.59 - 5.44E+43 2.45 -F04385-0828 - 0.6 0.3 60 - 1.89E+44 8.51 -NGC1667 2.83 1.8 1.4 38.94 14.86 5.32E+44 23.95 8.32E+9NGC3660 - 2.7 2.2 35.43 - 1.09E+44 4.91 -NGC4501-S1-2 0.06 6.9 3.7 57.57 - 3.78E+44 17.00 -NGC4968 0.37 1.9 0.9 61.73 - 7.36E+43 3.31 -MCG-3-34-64 - 1 0.8 36.87 - 4.85E+44 21.82 -NGC5135 - 2.6 1.8 46.19 - 1.099E+45 49.079 3.13E+9MCG-2-40-4 14.43 0.7 0.6 31.00 - 8.10E+44 36.46 -F15480-0344 - - - - - 4.56E+44 20.53 -NGC7172 6.27 2.5 1.4 55.94 - 1.60E+44 7.18 -MCG-3-58-7 - 0.5 0.4 36.87 - 7.83E+44 35.22 -IC3639 - 1.2 1.2 - - 2.95E+44 13.27 -Mrk34 - 0.68 0.52 40.12 - 6.27E+44 28.23 -Mrk78 - 0.4 0.2 60 - 4.68E+44 21.06 -Mrk463 - - - - - 1.65E+45 74.01 -Mrk477 - 0.55 0.39 44.84 - 6.12E+44 27.53 -Mrk686 - 1.3 0.93 44.33 - 4.84E+43 2.18 -NGC1068 5.98 7.1 6 32.32 0.61 8.11E+44 36.50 2.07E+9NGC5033 0.50 10.7 5 62.14 0.96 5.05E+43 2.27 -IRAS 22377+0747 - 0.8 0.7 28.96 6.80 2.16E+44 9.72 -NGC4579 0.46 5.9 4.7 37.19 0.81 5.67E+43 2.55 -NGC5273 0.74 2.8 2.5 26.77 0.08 3.93E+42 0.18 -NGC7314 2.43 4.6 2.1 62.84 0.38 3.95E+43 1.78 -NGC1097 - 9.3 6.3 47.36 1.11 2.86E+44 12.85 -NGC1386 - 3.4 1.3 67.52 0.57 1.58E+43 0.71 -Mrk3 - 1.8 1.6 27.27 5.00 2.05E+44 9.23 -NGC3982 0.57 1.69 1.49 28.16 0.99 3.42E+43 1.54 -NGC4507 11.14 1.7 1.3 40.12 3.44 1.91E+44 8.61 -Mrk673 - 1 0.9 25.84 70.31 1.287E+45 57.89 4.00E+9IC4397 - 1.1 0.9 35.10 9.28 1.23E+44 5.54 -NGC5728 - 3.1 1.8 54.50 9.03 2.50E+44 11.26 -NGC5953 - 1.6 1.3 35.66 9.63 1.53E+44 6.89 -ESO137-G34 - 1.4 1.1 38.21 2.24 1.46E+44 6.57 -Mrk507 - - - - 42.12 5.94E+44 26.73 -NGC7592 - - - - 63.22 1.50E+45 67.54 4.60E+9
142
8.1.4. Galaxias LIRGs
LIRGs RA O Dec O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)Arp299A 11h28m33.5s +58d33m47s 41.64 1.12E+41 C 150 C -NGC6240 16h52m58.9s +02d24m03s 97.92 4.47E+41 C 70 C 1.88E+44Iras23060+0505 23h08m33.9s +05d21m30s 692 8.32E+41 C 1 C 2.70E+44Iras20460+1925 20h48m17.3s +19d36m54s 722.98 3.39E+41 C 0.53 C -NGC253 00h47m33.1s -25d17m18s 3.244 2.95E+39 C 120 C 4.91E+42Iras04154+1755 04h18m22.2s +18d02m30s 222.27 5.00E+41 C 60 C -NGC828 02h10m09.6s +39d11m25s 71.70 1.00E+40 C 20 C -Iras15250+3609 15h26m59.4s +35d58m38s 220.62 3.50E+41 C 110 C -Iras17208-0014 17h23m21.9s -00d17m01s 171.24 3.00E+41 C 80 C 3.75E+44Iras03344-2103(NGC1377) 03h36m39.1s -20d54m08s 23.908 5.00E+38 C 6 C -Iras13126+2452 13h15m03.5s +24d37m08s 44.66 1.00E+40 C 40 C -CGCG1510.8+0725 15h13m13.1s +07d13m32s 52.00 2.50E+40 C 110 C -CygnusA 19h59m28.3s +40d44m02s 224.3 4.00E+40 C 6 C -3C234 10h01m49.5s +28d47m09s 739.2 2.00E+42 C 4 C -
LIRGs EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6µm)Arp299A - - O - O - O - -NGC6240 - 3.30E+44 O 3.53E+44 O 2.41E+44 O 4.05E+43 -Iras23060+0505 - 5.01E+44 O 7.29E+44 O 1.25E+45 O - -Iras20460+1925 - 5.13E+44 O 8.00E+44 O 1.59E+45 O - -NGC253 - 5.71E+43 O 5.43E+43 O 3.60E+43 O 1.13E+42 -Iras04154+1755 - 4.10E+43 O 4.53E+43 O 3.97E+43 O - -NGC828 - 2.17E+44 O 2.11E+44 O 1.44E+44 O - -Iras15250+3609 - 5.83E+43 O 6.12E+43 O 4.12E+43 O - -Iras17208-0014 - 1.08E+44 O 1.18E+44 O 1.01E+44 O - -Iras03344-2103(NGC1377) - 1.48E+43 O 6.71E+42 O 8.16E+42 O - -Iras13126+2452 - 2.16E+43 O 2.11E+43 O 1.27E+43 O - -CGCG1510.8+0725 - 1.66E+43 O 1.70E+43 O 1.06E+43 O - -CygnusA - 6.13E+44 O 6.39E+44 O 4.30E+44 O - -3C234 - 3.17E+44 O 4.18E+44 O 4.81E+44 O - -
LIRGs L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVArp299A - C 5.36E+44 C 1.10E+45 C 6.92E+44 C - -NGC6240 1.60E+44 C 4.83E+44 C 1.35E+45 C 9.14E+44 C 6.85E+39 D 3.82E+43 TIras23060+0505 2.84E+45 C 3.16E+45 C 3.30E+45 C 1.43E+45 C 5.37E+39 D -Iras20460+1925 3.58E+45 C 4.05E+45 C 2.75E+45 C 9.01E+46 C 1.62E+40 D -NGC253 7.56E+42 C 1.77E+43 C 4.78E+43 C 3.95E+43 C 5.28E+37 D -Iras04154+1755 2.96E+44 C 5.04E+44 C 1.13E+45 C 1.04E+45 C 5.68E+39 D -NGC828 1.08E+44 C 7.60E+43 C 3.35E+44 C 4.21E+44 C 8.95E+38 D 3.56E+43 TIras15250+3609 2.91E+44 C 9.23E+44 C 2.12E+45 C 1.03E+45 C 1.18E+39 D 2.86E+43 UIras17208-0014 1.75E+44 C 6.99E+44 C 5.46E+45 C 3.67E+45 C 4.02E+39 D -Iras03344-2103(NGC1377) 7.52E+42 C 1.49E+43 C 2.48E+43 C 1.18E+43 C - D -Iras13126+2452 5.37E+42 C 3.64E+43 C 2.14E+44 C 1.30E+44 C 1.03E+38 D -CGCG1510.8+0725 7.28E+42 C 2.99E+43 C 3.36E+44 C 2.85E+44 C 2.31E+38 D -CygnusA 3.76E+44 C 7.66E+44 C 7.01E+44 C 1.50E+45 C - D 9.61E+42 T3C234 2.62E+45 C 2.04E+45 C 7.52E+44 C 6.87E+44 C 5.01E+42 D -
LIRGs LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)Arp299A - 9.00E+40 J - - - 0.42NGC6240 - 1.05E+42 K - - - 1.88Iras23060+0505 - - - - - -Iras20460+1925 - - - - - -NGC253 - - - - - -Iras04154+1755 - - - - - -NGC828 - - - - - -Iras15250+3609 - 3.61E+40 K - - - 0.24Iras17208-0014 - 1.25E+41 K - - - 0.51Iras03344-2103(NGC1377) - - - - - -Iras13126+2452 - - - - - -CGCG1510.8+0725 - - - - - -CygnusA - 1.12E+44 K - - - 33.013C234 - - - - - -
LIRGs R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}Arp299A - - - - - 3.53E+45 158.60 -NGC6240 - - - - 649.55 4.39E+45 197.42 7.90E+9Iras23060+0505 - - - - 934.58 9.93E+45 446.70 -Iras20460+1925 - - - - - 9.72E+46 4372.14 -NGC253 - - - - 16.97 1.63E+44 7.32 4.60E+9Iras04154+1755 - - - - - 3.95E+45 177.69 -NGC828 - - - - - 1.29E+45 57.86 5.85E+9Iras15250+3609 - - - - - 6.51E+45 292.92 -Iras17208-0014 - - - - 1295.92 1.78E+46 798.71 1.47E+10Iras03344-2103(NGC1377) - - - - - 7.57E+43 3.41 -Iras13126+2452 - - - - - 6.81E+44 30.62 -CGCG1510.8+0725 - - - - - 1.15E+45 51.90 -CygnusA - - - - - 3.31E+45 148.71 -3C234 - - - - - 2.63E+45 118.18 -
143GalaxiaUlirgL RA O Dec O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)IRAS00188-0856 00h21m26.5s -08d39m26s 512 1.30E+42 C 50 C 1.70E+43 CIRAS03250+1606 03h27m49.8s +16d17m00s 516 1.20E+42 C 80 C 1.80E+43 CIRAS08572+3915 09h00m25.4s +39d03m54s 232 2.50E+41 C 5 C 1.80E+43 CIRAS09039+0503 09h06m34.2s +04d51m25s 500 5.50E+41 C 95 C 1.10E+43 CIRAS09116+0334 09h14m13.8s +03d22m01s 584 1.50E+42 C 75 C 2.70E+43 CIRAS09539+0857 09h56m34.3s +08d43m06s 516 3.50E+41 C 65 C 1.20E+43 CIRAS10378+1108(9) 10h40m29.2s +10d53m18s 544 4.50E+41 C 40 C 1.40E+43 CIRAS10485-1447 10h51m03.1s -15d03m22s 532 2.00E+41 C 80 C 1.10E+43 CIRAS10494+4424 10h52m23.5s +44d08m48s 368 6.50E+41 C 110 C 1.90E+43 CIRAS11095-0238 11h12m03.4s -02d54m22s 424 6.00E+41 C 150 C 1.70E+43 CIRAS12112+0305 12h13m46.0s +02d48m38s 292 4.00E+41 C 100 C 1.50E+43 CIRAS12127-1412 12h15m18.9s -14d29m45s 532 - C - C 1.10E+43 CIRAS12359-0725 12h38m31.6s -07d42m25s 552 9.50E+41 C 75 C 8.80E+42 CIRAS14252-1550 14h28m01.1s -16d03m39s 596 3.50E+41 C 60 C 1.20E+43 CIRAS14348-1447 14h37m38.3s -15d00m23s 332 2.00E+41 C 70 C 1.90E+43 CIRAS15327+2340(Arp220) 15h34m57.1s +23d30m11s 72 1.50E+41 C 80 C 5.10E+42 CIRAS16090-0139 16h11m40.5s -01d47m06s 536 1.30E+42 C 75 C 3.00E+43 CIRAS16468+5200 16h48m01.6s +51d55m45s 600 5.50E+41 C 120 C 1.10E+43 CIRAS16487+5447 16h49m47.0s +54d42m35s 416 6.00E+41 C 70 C 9.60E+42 CIRAS17028+5817 17h03m41.9s +58d13m45s 424 1.00E+42 C 120 C 1.40E+43 CIRAS17044+6720 17h04m28.4s +67d16m23s 540 8.50E+41 C 10 C 1.30E+43 CIRAS21329-2346 21h35m45.88s -23d32m35.0s 500 4.00E+41 C 50 C 1.20E+43 CIRAS23234+0946 - - 512 1.00E+42 C 75 C 1.10E+43 CIRAS23327+2913 23h35m11.9s +29d30m00s 428 5.00E+41 C 45 C 6.90E+42 C
GalaxiaUlirgHII RA O Dec O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)IRAS10190+1322E 10h21m42.5s +13d06m54s 308 7.00E+41 C 95 C 1.20E+43 CIRAS11387+4116 11h41m22.0s +40d59m51s 596 8.00E+41 C 75 C 1.50E+43 CIRAS11506+1331 11h53m14.2s +13d14m28s 508 2.10E+42 C 95 C 2.60E+43 CIRAS13443+0802 13h46m51.1s +07d47m19s 540 5.00E+41 C 75 C -IRAS13509+0442 - - 544 1.80E+42 C 135 C 2.20E+43 CIRAS13539+2920 13h56m10.0s +29d05m35s 432 1.10E+42 C 85 C 2.20E+43 CIRAS14060+2919 14h08m19.0s +29d04m47s 468 2.30E+42 C 150 C 2.70E+43 CIRAS15206+3342 15h22m38.0s +33d31m36s 500 1.40E+42 C 55 C 3.20E+43 CIRAS15225+2350 15h24m43.9s +23d40m11s 556 7.00E+41 C 40 C 1.60E+43 CIRAS16474+3430 16h49m14.2s +34d25m10s 444 1.40E+42 C 105 C 2.70E+43 CIRAS20414-1651 20h44m18.2s -16d40m16s 344 4.00E+41 C 75 C 1.00E+43 CIRAS21208-0519 21h23m29.1s -05d06m56s 520 6.00E+41 C 100 C 1.40E+43 C
GalaxiaULIRGs-Sy2 RA O Dec O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)IRAS05189-2524 05h21m01.5s -25d21m45s 168 4.00E+41 4IRAS08559+1053 08h58m41.8s +10d41m22s 592 1.70E+42 10IRAS12072-0444 516 3.50E+41 45IRAS13428+5608(Mrk273) 13h44m42.1s +55d53m13s 148 4.00E+41 35 1.97E+44IRAS13451+1232(PKS1345+12) 13h47m33.3s +12d17m24s 488 7.00E+41 5IRAS15130-1958 15h15m55.2s -20d09m17s 436 9.00E+41 10IRAS17179+5444 17h18m54.2s +54d41m47s 588 6.00E+41 20
GalaxiaULIRGs-Sy1 RA O Dec- O Distancia(Mpc) O L(3.3µm) EW(3.3µm) L(7.7µm)IRAS01572+0009(Mrk1014) 01h59m50.2s +00d23m41s 652 2.10E+42 7 3.02E+43IRAS07599+6508 08h04m30.75s +64d59m53.5s 596 4.00E+42 4IRAS11598-0112 12h02m26.7s -01d29m15s 604 7.00E+41 4IRAS12265+0219(3C273) 12h29m06.7s +02d03m09s 636 4.00E+42 2 1.04E+43IRAS12540+5708(Mrk231) 12h56m14.2s +56d52m25s 168 6.00E+41 2 3.83E+44IRAS15462-0450 15h48m56.8s -04d59m34s 400 7.00E+41 10IRAS21219-1757 21h24m41.6s -17d44m46s 448 2.50E+41 1
144GalaxiaUlirgL EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6µm)IRAS00188-0856 305 C 1.27E+44 O 1.48E+44 O 1.55E+44 O - -IRAS03250+1606 740 C 1.35E+44 O 1.48E+44 O 1.40E+44 O - -IRAS08572+3915 100 C 2.61E+44 O 3.13E+44 O 4.25E+44 O - -IRAS09039+0503 625 C 1.15E+44 O 7.68E+43 O 8.46E+43 O - -IRAS09116+0334 730 C 2.64E+44 O 2.70E+44 O 3.31E+44 O - -IRAS09539+0857 405 C - - - - -IRAS10378+1108(9) 450 C 1.34E+44 O 1.30E+44 O 1.49E+44 O - -IRAS10485-1447 400 C - - - - -IRAS10494+4424 715 C 7.62E+43 O 1.04E+44 O 7.83E+43 O - -IRAS11095-0238 250 C - - - - -IRAS12112+0305 565 C - - - - -IRAS12127-1412 95 C - - - - -IRAS12359-0725 445 C - - - - -IRAS14252-1550 685 C 9.74E+43 O 1.52E+44 O 1.32E+44 O - -IRAS14348-1447 540 C - - - - -IRAS15327+2340(Arp220) 410 C 9.23E+43 O 8.84E+43 O 6.63E+43 O - -IRAS16090-0139 265 C 1.84E+44 O 2.18E+44 O 1.51E+44 O - -IRAS16468+5200 470 C - - - - -IRAS16487+5447 580 C 1.12E+44 O 1.13E+44 O 8.86E+43 O - -IRAS17028+5817 800 C 8.83E+43 O 1.10E+44 O 7.81E+43 O - -IRAS17044+6720 165 C - - - - -IRAS21329-2346 635 C - - - - -IRAS23234+0946 695 C - - - - -IRAS23327+2913 485 C 1.02E+44 O 8.30E+43 O 7.89E+43 O - -
GalaxiaUlirgHII EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)IRAS10190+1322E 680 C 1.88E+44 O 1.93E+44 O 1.56E+44 O - -IRAS11387+4116 680 C - - - - -IRAS11506+1331 540 C 1.09E+44 O 1.01E+44 O 1.19E+44 O - -IRAS13443+0802 - 2.76E+44 O 2.74E+44 O 2.68E+44 O - -IRAS13509+0442 795 C - - - - -IRAS13539+2920 755 C 9.00E+43 O 1.15E+44 O 1.26E+44 O - -IRAS14060+2919 860 C 1.57E+44 O 1.61E+44 O 1.11E+44 O - -IRAS15206+3342 525 C - - - - -IRAS15225+2350 290 C 1.13E+44 O 1.43E+44 O 8.37E+43 O - -IRAS16474+3430 820 C 1.78E+44 O 1.65E+44 O 1.52E+44 O - -IRAS20414-1651 705 C - - - - -IRAS21208-0519 810 C - - - - -
GalaxiaULIRGs-Sy2 EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)IRAS05189-2524 - 1.35E+44 O 1.62E+44 O 2.20E+44 O - 3.56E+44 OIRAS08559+1053 - 2.47E+44 O 2.84E+44 O 3.06E+44 O - -IRAS12072-0444 - - - - - -IRAS13428+5608(Mrk273) - 1.35E+44 O 1.33E+44 O 1.06E+44 O - 9.50E+43 OIRAS13451+1232(PKS1345+12) - - - - - -IRAS15130-1958 - 7.15E+43 O 1.39E+44 O 1.26E+44 O - -IRAS17179+5444 - 2.30E+44 O 1.57E+44 O 1.66E+44 O - -
GalaxiaULIRGs-Sy1 EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)IRAS01572+0009(Mrk1014) - 8.17E+44 O 7.55E+44 O 1.50E+45 O - 5.54413E+44IRAS07599+6508 - - - - - -IRAS11598-0112 - 3.44E+44 O 3.00E+44 O 3.98E+44 O - -IRAS12265+0219(3C273) - 3.89E+45 O 3.75E+45 O 4.72E+45 O - -IRAS12540+5708(Mrk231) - 5.03E+44 O 6.95E+44 O 9.27E+44 O - 1.42E+45IRAS15462-0450 - - - - - -IRAS21219-1757 - 3.84E+44 O 4.81E+44 O 6.36E+44 O - -
145GalaxiaUlirgL L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVIRAS00188-0856 9.41E+44 C 1.39E+45 C 4.06E+45 C 3.20E+45 C 6.89E+39 D -IRAS03250+1606 7.96E+44 C 5.73E+44 C 2.20E+45 C 1.69E+45 C 4.24E+39 D -IRAS08572+3915 5.15E+44 C 1.31E+45 C 2.39E+45 C 8.87E+44 C 3.92E+38 D 2.02E+43 UIRAS09039+0503 5.24E+44 C 4.31E+44 C 2.21E+45 C 1.85E+45 C 2.60E+39 D -IRAS09116+0334 9.18E+44 C 6.86E+44 C 2.22E+45 C 2.23E+45 C 6.00E+39 D -IRAS09539+0857 1.20E+45 C 5.73E+44 C 2.29E+45 C 9.94E+44 C 3.79E+39 D -IRAS10378+1108(9) 9.74E+44 C 1.02E+45 C 4.04E+45 C 1.93E+45 C 4.16E+39 D -IRAS10485-1447 9.31E+44 C 1.02E+45 C 2.93E+45 C 1.69E+45 C 1.97E+39 D -IRAS10494+4424 4.86E+44 C 3.11E+44 C 2.86E+45 C 2.63E+45 C 4.82E+39 D -IRAS11095-0238 3.23E+44 C 1.08E+45 C 3.50E+45 C 1.63E+45 C 7.56E+39 D -IRAS12112+0305 3.06E+44 C 6.24E+44 C 4.34E+45 C 3.05E+45 C 3.33E+39 D -IRAS12127-1412 1.10E+45 C 9.75E+44 C 2.61E+45 C 1.15E+45 C 3.76E+40 D -IRAS12359-0725 8.20E+44 C 6.56E+44 C 2.42E+45 C 1.23E+45 C 2.04E+39 D -IRAS14252-1550 9.56E+44 C 1.17E+45 C 2.44E+45 C 2.37E+45 C 3.99E+39 D -IRAS14348-1447 2.31E+44 C 7.76E+44 C 4.53E+45 C 2.80E+45 C 6.63E+39 D -IRAS15327+2340(Arp220) 7.44E+43 C 5.90E+44 C 3.21E+45 C 2.09E+45 C 2.87E+39 D 1.83E+43 TIRAS16090-0139 7.73E+44 C 1.07E+45 C 6.21E+45 C 5.02E+45 C 1.01E+40 D -IRAS16468+5200 6.46E+44 C 5.17E+44 C 2.18E+45 C 1.34E+45 C - D -IRAS16487+5447 3.62E+44 C 4.97E+44 C 2.98E+45 C 1.91E+45 C 5.51E+39 D -IRAS17028+5817 3.23E+44 C 2.58E+44 C 2.61E+45 C 2.52E+45 C 4.76E+39 D -IRAS17044+6720 6.11E+44 C 1.51E+45 C 2.23E+45 C 1.03E+45 C 2.44E+39 D -IRAS21329-2346 3.74E+44 C 4.31E+44 C 2.47E+45 C 1.99E+45 C 2.93E+39 D -IRAS23234+0946 4.71E+44 C 3.01E+44 C 2.45E+45 C 1.99E+45 C - D -IRAS23327+2913 3.29E+44 C 5.79E+44 C 2.30E+45 C 1.85E+45 C 2.39E+39 D -
GalaxiaUlirgHII L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVIRAS10190+1322E 1.99E+44 C 5.18E+44 C 1.89E+45 C 1.90E+45 C - -IRAS11387+4116 1.28E+45 C 7.14E+44 C 2.17E+45 C 1.93E+45 C 3.87E+39 D -IRAS11506+1331 7.72E+44 C 7.04E+44 C 3.98E+45 C 3.08E+45 C 5.84E+39 D -IRAS13443+0802 1.05E+45 C 4.61E+44 C 2.62E+45 C 2.08E+45 C 5.13E+39 D -IRAS13509+0442 8.85E+44 C 9.77E+44 C 2.76E+45 C 2.69E+45 C - D -IRAS13539+2920 5.02E+44 C 3.22E+44 C 2.04E+45 C 1.83E+45 C 3.63E+39 D -IRAS14060+2919 6.55E+44 C 4.40E+44 C 2.11E+45 C 1.90E+45 C 3.41E+39 D -IRAS15206+3342 5.98E+44 C 1.26E+45 C 2.65E+45 C 1.70E+45 C 4.48E+39 D 1.47E+44 UIRAS15225+2350 6.47E+44 C 7.99E+44 C 2.40E+45 C 1.64E+45 C 3.42E+39 D -IRAS16474+3430 7.67E+44 C 5.66E+44 C 2.68E+45 C 2.04E+45 C 3.67E+39 D -IRAS20414-1651 2.30E+45 C 5.95E+44 C 3.09E+45 C 2.23E+45 C - D -IRAS21208-0519 7.28E+44 C 5.82E+44 C 1.89E+45 C 1.61E+45 C 2.90E+39 D -
GalaxiaULIRGs-Sy2 L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVIRAS05189-2524 6.16E+44 C 1.39E+45 C 2.31E+45 C 1.15E+45 C 1.36E+39 D 2.88E+43 UIRAS08559+1053 1.05E+45 C 9.56E+44 C 2.35E+45 C 2.45E+45 C 7.16E+39 D -IRAS12072-0444 9.56E+44 C 2.06E+45 C 3.92E+45 C 2.36E+45 C - D -IRAS13428+5608(Mrk273) 1.57E+44 C 7.17E+44 C 2.85E+45 C 1.68E+45 C 5.31E+39 D 3.54E+43 UIRAS13451+1232(PKS1345+12) 9.97E+44 C 2.29E+45 C 2.74E+45 C 1.76E+45 C 2.15E+42 D 3.1971E+43 UIRAS15130-1958 7.96E+44 C 1.07E+45 C 2.18E+45 C 1.57E+45 C 3.06E+39 D -IRAS17179+5444 8.27E+44 C 9.93E+44 C 2.81E+45 C 2.37E+45 C 1.92E+41 D -
GalaxiaULIRGs-Sy1 L(12µm) L(25µm) L(60µm) L(100µm) L(1.4 GHz) L(0,366µm)UVIRAS01572+0009(Mrk1014) 1.53E+45 C 3.30E+45 C 5.65E+45 C 3.30E+45 C 1.87E+40 D 9.96E+44 UIRAS07599+6508 2.76E+45 C 2.70E+45 C 3.59E+45 C 2.21E+45 C 2.35E+40 D -IRAS11598-0112 1.53E+45 C 1.99E+45 C 5.22E+45 C 3.44E+45 C 8.80E+39 D -IRAS12265+0219(3C273) 6.66E+45 C 5.23E+45 C 4.99E+45 C 4.20E+45 C 3.73E+43 D 1.07E+46 UIRAS12540+5708(Mrk231) 1.58E+45 C 3.51E+45 C 5.40E+45 C 3.07E+45 C 1.46E+40 D 7.66E+43 TIRAS15462-0450 4.79E+44 C 1.03E+45 C 2.80E+45 C 1.72E+45 C 3.43E+39 D -IRAS21219-1757 1.26E+45 C 1.30E+45 C 1.29E+45 C 8.5E+44 C 4.94E+39 D -
146GalaxiaUlirgL LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)IRAS00188-0856 - 7.23E+41 K - - - 1.50IRAS03250+1606 - - - - - -IRAS08572+3915 - - - - - -IRAS09039+0503 - - - - - -IRAS09116+0334 - - - - - -IRAS09539+0857 - - - - - -IRAS10378+1108(9) - - - - - -IRAS10485-1447 - - - - - -IRAS10494+4424 - - - - - -IRAS11095-0238 - - - - - -IRAS12112+0305 - 3.57E+41 K - - - 0.97IRAS12127-1412 - - - - - -IRAS12359-0725 - - - - - -IRAS14252-1550 - - - - - -IRAS14348-1447 - - - - - -IRAS15327+2340(Arp220) - - 6.16E+40 n - - -IRAS16090-0139 - 6.53E+41 K - - - 1.40IRAS16468+5200 - - - - - -IRAS16487+5447 - - - - - -IRAS17028+5817 - - - - - -IRAS17044+6720 - - - - - -IRAS21329-2346 - - - - - -IRAS23234+0946 - - - - - -IRAS23327+2913 - - - - - -
GalaxiaUlirgHII LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)IRAS10190+1322E - 2.04E+41 K - - - 0.69IRAS11387+4116 - - - - - -IRAS11506+1331 - - - - - -IRAS13443+0802 - - - - - -IRAS13509+0442 - - - - - -IRAS13539+2920 - - - - - -IRAS14060+2919 - - - - - -IRAS15206+3342 - - - - - -IRAS15225+2350 - - - - - -IRAS16474+3430 - - - - - -IRAS20414-1651 - - - - - -IRAS21208-0519 - - - - - -
GalaxiaULIRGs-Sy2 LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)IRAS05189-2524 - - - - - -IRAS08559+1053 - - - - - -IRAS12072-0444 - - - - - -IRAS13428+5608(Mrk273) - 1.38E+42 K - - - 2.22IRAS13451+1232(PKS1345+12) - - - - - -IRAS15130-1958 - 3.19E+41 K - - - 0.90IRAS17179+5444 - - - - - -
GalaxiaULIRGs-Sy1 LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)IRAS01572+0009(Mrk1014) - 9.66E+43 K - 50118723.36 c - 30.19IRAS07599+6508 - - - - - -IRAS11598-0112 - 1.13E+43 K - - - 8.10IRAS12265+0219(3C273) - 3.80E+45 J 5.40E+45 P - - 287.94IRAS12540+5708(Mrk231) - 2.30E+42 K - - - 3.04IRAS15462-0450 - - - - - -IRAS21219-1757 - - - - - -
147GalaxiaUlirgL R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}IRAS00188-0856 - - - - 5.88E+01 1.37E+46 615.55 6.80E+9IRAS03250+1606 - - - - 6.23E+01 7.36E+45 331.33 -IRAS08572+3915 - - - - 6.23E+01 7.06E+45 317.67 1.70E+9IRAS09039+0503 - - - - 3.81E+01 7.56E+45 340.18 -IRAS09116+0334 - - - - 9.34E+01 7.97E+45 358.47 -IRAS09539+0857 - - - - 4.15E+01 6.91E+45 311.03 -IRAS10378+1108(9) - - - - 4.84E+01 1.24E+46 555.65 -IRAS10485-1447 - - - - 3.81E+01 9.24E+45 415.97 -IRAS10494+4424 - - - - 6.57E+01 1.00E+46 450.38 -IRAS11095-0238 - - - - 5.88E+01 1.07E+46 479.28 -IRAS12112+0305 - - - - 5.19E+01 1.42E+46 640.83 8.51E+9IRAS12127-1412 - - - - 3.81E+01 7.88E+45 354.39 -IRAS12359-0725 - - - - 3.04E+01 7.48E+45 336.60 -IRAS14252-1550 - - - - 4.15E+01 8.68E+45 390.45 -IRAS14348-1447 - - - - 6.57E+01 1.45E+46 651.83 1.40E+10IRAS15327+2340(Arp220) - - - - 1.76E+01 1.04E+46 466.17 7.85E+9IRAS16090-0139 - - - - 1.04E+02 2.10E+46 946.36 1.22E+10IRAS16468+5200 - - - - 3.81E+01 6.96E+45 313.02 -IRAS16487+5447 - - - - 3.32E+01 9.60E+45 431.99 1.45E+10IRAS17028+5817 - - - - 4.84E+01 9.27E+45 416.97 -IRAS17044+6720 - - - - 4.50E+01 6.79E+45 305.41 -IRAS21329-2346 - - - - 4.15E+01 8.36E+45 376.16 -IRAS23234+0946 - - - - 3.81E+01 8.30E+45 373.38 -IRAS23327+2913 - - - - 2.39E+01 7.79E+45 350.34 -
GalaxiaUlirgHII R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}IRAS10190+1322E - - - - 4.15E+01 6.77E+45 304.76 8.20E+9IRAS11387+4116 - - - - 5.19E+01 7.52E+45 338.30 -IRAS11506+1331 - - - - 9.00E+01 1.34E+46 600.84 7.50E+9IRAS13443+0802 - - - - - 8.83E+45 397.54 -IRAS13509+0442 - - - - 7.61E+01 9.81E+45 441.59 -IRAS13539+2920 - - - - 7.61E+01 7.10E+45 319.51 -IRAS14060+2919 - - - - 9.34E+01 7.35E+45 330.54 -IRAS15206+3342 - - - - 1.11E+02 8.53E+45 383.67 -IRAS15225+2350 - - - - 5.54E+01 7.85E+45 353.03 -IRAS16474+3430 - - - - 9.34E+01 8.95E+45 402.53 -IRAS20414-1651 - - - - 3.46E+01 1.02E+46 458.71 -IRAS21208-0519 - - - - 4.84E+01 6.49E+45 292.24 -
GalaxiaULIRGs-Sy2 R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}IRAS05189-2524 - - - - - 7.11E+45 319.77 6.70E+9IRAS08559+1053 - - - - - 8.51E+45 383.02 -IRAS12072-0444 - - - - - 1.25E+46 561.16 -IRAS13428+5608(Mrk273) - - - - - 9.03E+45 406.39 6.50E+9IRAS13451+1232(PKS1345+12) - - - - - 8.82E+45 396.82 3.30E+9IRAS15130-1958 - - - - - 7.20E+45 324.13 -IRAS17179+5444 - - - - - 9.63E+45 433.26 -
GalaxiaULIRGs-Sy1 R(blr-Xray-C) a O b O i(◦) O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}IRAS01572+0009(Mrk1014) - - - - 104.37 1.79E+46 803.80 8.70E+9IRAS07599+6508 - - - - - 1.15E+46 516.22 -IRAS11598-0112 - - - - - 1.69E+46 760.58 -IRAS12265+0219(3C273) 357.07 - - - 35.87 1.71E+46 767.58 -IRAS12540+5708(Mrk231) - - - - 1326.31 1.70E+46 765.21 8.22E+9IRAS15462-0450 - - - - - 8.93E+45 402.04 -IRAS21219-1757 - - - - - 4.17E+45 187.42 -
148
8.1.5. Galaxias tipo Starburst
Galaxias Starburst RA O Dec- O Distancia(Mpc) O L(3.3 µm) EW(3.3 µm) L(7.7 µm)IC342 03h46m48.5s +68d05m46s 0.41 - - 6.45E+38 RMrk52 12h25m42.8s +00d34m22s 28.55 - - 2.09E+41 RNGC0520 01h24m35.1s +03d47m33s 30.44 - - 1.55E+42 RNGC0660 01h43m02.4s +13d38m42s 11.34 - - 4.21E+41 RNGC1222 03h08m56.7s -02d57m19s 32.66 - - 5.92E+41 RNGC1365 03h33m36.4s -36d08m25s 21.83 - - 3.63E+41 RNGC2146 06h18m37.7s +78d21m25s 11.92 - - 9.90E+41 RNGC2623 08h38m24.1s +25d45m17s 74.04 - - 2.62E+42 RNGC3256 10h27m51.3s -43d54m14s 37.42 - - 2.95E+42 RNGC3310 10h38m45.9s +53d30m12s 13.25 - - 1.13E+41 RNGC3556 11h11m31.0s +55d40m27s 9.33 - - 3.04E+40 RNGC3628 11h20m17.0s +13d35m23s 11.25 - - 2.99E+41 RNGC4088 12h05m34.2s +50d32m21s 10.10 - - 2.98E+40 RNGC4194 12h14m09.5s +54d31m37s 33.37 - - 1.96E+42 RNGC4676 12h46m10.1s +30d43m55s 88.20 - - 2.00E+42 RNGC4818 12h56m48.9s -08d31m31s 14.21 - - 2.31E+41 RNGC4945 13h05m27.5s -49d28m06s 7.51 - - 2.73E+41 RNGC7252 22h20m44.8s -24d40m42s 63.94 - - 2.19E+42 RNGC7714 23h36m14.1s +02d09m19s 37.33 - - 9.37E+41 RNGC1614 04h33m59.8s -08d34m44s 63.75 - - 1.20E+43 R
Galaxias Starburst EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)IC342 5.81E+02 R 4.24E+41 O 3.73E+41 O 2.80E+41 O - 3.86E+39 OMrk52 5.52E+02 R 2.06E+43 O 1.79E+43 O 1.10E+43 O - 1.46E+42 ONGC0520 5.28E+02 R 7.16E+43 O 6.92E+43 O 4.56E+43 O - 8.31E+42 ONGC0660 5.18E+02 R 2.28E+43 O 2.34E+43 O 1.65E+43 O - 2.62E+42 ONGC1222 6.06E+02 R 2.23E+43 O 2.03E+43 O 1.27E+43 O - 3.83E+42 ONGC1365 2.13E+02 R 2.48E+44 O 2.15E+44 O 1.48E+44 O - 9.12E+42 ONGC2146 6.43E+02 R 3.32E+43 O 3.43E+43 O 2.34E+43 O - 6.29E+42 ONGC2623 4.54E+02 R 5.89E+43 O 5.81E+43 O 4.07E+43 O - 1.97E+43 ONGC3256 5.33E+02 R 1.30E+45 O 1.28E+44 O 8.85E+43 O - 2.85E+43 ONGC3310 5.91E+02 R 1.36E+43 O 1.10E+43 O 7.13E+42 O - 8.40E+41 ONGC3556 5.23E+02 R 2.46E+43 O 2.20E+43 O 1.47E+43 O - 1.04E+41 ONGC3628 5.88E+02 R 7.81E+43 O 7.94E+43 O 5.18E+43 O - 1.44E+42 ONGC4088 4.83E+02 R 1.90E+43 O 1.77E+43 O 1.15E+43 O - 2.44E+41 ONGC4194 5.78E+02 R 2.85E+43 O 2.64E+43 O 1.73E+43 O - 1.47E+43 ONGC4676 5.51E+02 R - - - - 1.40E+43 ONGC4818 5.55E+02 R 2.78E+43 O 2.38E+43 O 1.49E+43 O - 1.57E+42 ONGC4945 4.90E+02 R 1.49E+44 O 1.46E+44 O 9.97E+43 O - 1.62E+42 ONGC7252 5.49E+02 R 1.47E+44 O 1.33E+44 O 8.51E+43 O - 1.47E+43 ONGC7714 6.42E+02 R 3.13E+43 O 2.72E+43 O 1.91E+43 O - 5.84E+42 ONGC1614 5.14E+02 R 1.05E+44 O 1.01E+44 O 7.32E+43 O - 3.40E+43 O
Galaxias Starburst L(12 µm) L(25 µm) L(60 µm) L(100 µm) L(1.4 GHz) L(UV)IC342 7.58E+40 R 8.40E+40 R 1.84E+41 R 2.39E+41 R 5.42E+34 D -Mrk52 6.83E+42 R 1.23E+43 R 2.31E+43 R 1.66E+43 R 1.79E+37 D 7.45E+42 TNGC0520 2.49E+43 R 4.28E+43 R 1.75E+44 R 1.58E+44 R 2.74E+38 D 1.79E+43 TNGC0660 1.17E+43 R 1.35E+43 R 5.04E+43 R 5.30E+43 R - D -NGC1222 1.60E+43 R 3.49E+43 R 8.33E+43 R 5.90E+43 R 1.10E+38 D 1.24E+43 TNGC1365 7.30E+43 R 9.77E+43 R 2.69E+44 R 2.83E+44 R 3.00E+38 D 5.42E+43 TNGC2146 2.90E+43 R 3.84E+43 R 1.25E+44 R 9.89E+43 R 2.55E+38 D 5.41E+42 TNGC2623 3.44E+43 R 1.43E+44 R 7.79E+44 R 5.09E+44 R 8.79E+38 D 2.23E+43 TNGC3256 1.50E+44 R 3.15E+44 R 8.60E+44 R 5.74E+44 R - D 3.69E+43 TNGC3310 8.09E+42 R 1.35E+43 R 3.63E+43 R 2.78E+43 R 1.07E+38 D 1.61E+43 TNGC3556 5.96E+42 R 5.24E+42 R 1.69E+43 R 2.40E+43 R 3.16E+37 D 7.67E+42 TNGC3628 1.19E+43 R 8.81E+42 R 4.15E+43 R 4.80E+43 R 6.17E+37 D -NGC4088 6.28E+42 R 5.05E+42 R 1.63E+43 R 2.26E+43 R - D 6.56E+42 TNGC4194 3.30E+43 R 7.21E+43 R 1.55E+44 R 1.01E+44 R 1.88E+38 D 1.48E+43 TNGC4676 2.56E+43 R 3.69E+43 R 1.25E+44 R 1.45E+44 R 3.41E+38 D -NGC4818 5.80E+42 R 1.28E+43 R 2.43E+43 R 1.93E+43 R 1.54E+37 D 4.43E+42 TNGC4945 4.68E+43 R 3.43E+43 R 2.11E+44 R 1.61E+44 R - D -NGC7252 2.94E+43 R 2.52E+43 R 9.73E+43 R 1.03E+44 R 1.69E+38 D 9.05E+43 TNGC7714 1.96E+43 R 5.77E+43 R 9.31E+43 R 6.13E+43 R 1.54E+38 D 2.36E+43 TNGC1614 1.68E+44 R 4.38E+44 R 7.81E+44 R 5.01E+44 R 9.33E+38 D 2.57E+43 T
149Galaxias Starburst LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)IC342 - - - - - -Mrk52 - - - - - -NGC0520 - - - - - -NGC0660 - 2.00E+38 - - - 0.01NGC1222 - - - - - -NGC1365 - 3.76E+41 G - - - 1.00NGC2146 - 1.67E+40 K - - - 0.15NGC2623 - - - - - -NGC3256 - - - - - -NGC3310 - - - - - -NGC3556 - 5.72E+39 H - - - 0.08NGC3628 - 3.71E+38 H - - - 0.01NGC4088 - - - - - -NGC4194 - - - - - -NGC4676 - - - - - -NGC4818 - - - - - -NGC4945 - - - - - -NGC7252 - - - - - -NGC7714 - 4.33E+40 H - - - 0.27NGC1614 - - - - - -
Galaxias Starburst R(blr-Xray-C) a O b O i O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}IC342 - - - - 0.002 7.12E+41 0.03 9.50E+8Mrk52 - - - - 0.72 7.61E+43 3.43 -NGC0520 - - - - 5.36 6.08E+44 27.37 -NGC0660 - - - - 1.46 1.83E+44 8.24 -NGC1222 - - - - 2.05 2.74E+44 12.33 -NGC1365 - - - - 1.26 9.77E+44 43.96 5.87E+9NGC2146 - - - - 3.43 4.20E+44 18.92 1.25E+9NGC2623 - - - - 9.08 2.52E+45 113.30 1.20E+9NGC3256 - - - - 10.20 2.79E+45 125.64 -NGC3310 - - - - 0.39 1.22E+44 5.47 -NGC3556 - - - - 0.11 6.77E+43 3.05 4.50E+8NGC3628 - - - - 1.03 1.55E+44 6.98 7.10E+8NGC4088 - - - - 0.10 6.47E+43 2.91 -NGC4194 - - - - 6.76 4.99E+44 22.47 3.89E+8NGC4676 - - - - 6.92 4.65E+44 20.93 -NGC4818 - - - - 0.80 8.20E+43 3.69 -NGC4945 - - - - 0.94 7.06E+44 31.78 5.80E+8NGC7252 - - - - 7.58 3.54E+44 15.94 -NGC7714 - - - - 3.24 3.01E+44 13.56 4.27E+8NGC1614 - - - - 41.51 2.52E+45 113.20 2.45E+9
150
151
8.1.6. Quasares y QSOsQSOS-QUASARsPG Yonhsi RA O Dec- Distancia(Mpc) O L(3.3 µm) EW(3.3 µm) L(7.7 µm)B22201+31A 22h03m14.92s +31d45m38.7s 1180 - - 1.32E+43 SPG0003+158 00h05m59.2s +16d09m48s 1803.6 - - -PG0003+199 00h06m19.5s +20d12m10s 103.14 - - 1.77E+41PG0007+106 00h10m31.0s +10d58m30s 357.35 - - 2.12E+42PG0026+129 00h29m13.6s +13d16m03s 568 - - 1.39E+42PG0043+039 00h45m47.3s +04d10m24s 1540 - - 1.02E+43PG0049+171 00h51m54.8s +17d25m58s 256 - - 3.92E+41PG0050+124(IZW1) 0h53m34.9s +12d41m36s 244.57 - - 5.93E+42PG0052+251 00h54m52.1s +25d25m38s 620 - - 8.00E+42PG0157+001 01h59m50.2s +00d23m41s 652.04 - - 3.41E+43PG0804+761 08h10m58.6s +76d02m42s 400 - - 3.35E+42PG0838+770 08h44m45.2s +76d53m09s 524 - - 4.80E+42PG0844+349 08h47m42.4s +34d45m04s 256 - - 1.22E+42PG0921+525 09h25m12.9s +52d17m11s 141.16 - - 1.41E+41PG0923+201 09h25m54.7s +19d54m05s 760 - - 2.42E+42PG0923+129 09h26m03.3s +12d44m04s 116.6 - - 1.58E+42PG0934+013 09h37m01.0s +01d05m43s 201.35 - - 1.39E+42PG0946+301 09h49m41.1s +29d55m19s 4885.68 - - 1.34E+44PG0947+396 09h50m48.4s +39d26m50s 822.58 - - 3.08E+42PG0953+414 09h56m52.4s +41d15m22s 936.4 - - 1.46E+43PG1001+054 10h04m20.1s +05d13m01s 641.94 - - 1.87E+42PG1004+130 10h07m26.1s +12d48m56s 963.29 - - 6.44E+42PG1011-040 10h14m20.7s -04d18m40s 232 - - 3.61E+41PG1012+008 10h14m54.9s +00d33m37s 747.2 - - 4.08E+42PG1022+519 10h25m31.3s +51d40m35s 179.78 - - 1.63E+42PG1048+342 10h51m43.9s +33d59m27s 668.53 - - 1.77E+42PG1048-090 10h51m29.9s -09d18m10s 1376 - - 7.48E+42PG1049-005 10h51m51.4s -00d51m18s 1439.6 - - 2.90E+43PG1100+772 11h04m13.7s +76d58m58s 1246 - - 1.93E+43PG1103-006 11h06m31.8s -00d52m52s 1693.2 - - 6.18E+42PG1114+445 11h17m06.4s +44d13m33s 575.29 - - 1.58E+42PG1115+407 11h18m30.3s +40d25m54s 618.27 - - 1.17E+43PG1116+215 11h19m08.6s +21d19m18s 706 - - 1.98E+43PG1119+120 11h21m47.1s +11d44m18s 200.80 - - 1.09E+42PG1121+422 11h24m39.2s +42d01m45s 900.1 - - 3.39E+42PG1126-041(Mrk1298) 11h29m16.6s -04d24m08s 240 - - 8.48E+41PG1149-110 11h52m03.5s -11d22m24s 196 - - 2.94E+41PG1151+117 11h53m49.3s +11d28m30s 706.69 - - 1.97E+43PG1202+281 12h04m42.1s +27d54m11s 661.2 - - 7.38E+42PG1211+143 12h14m17.7s +14d03m13s 323.6 - - 2.28E+42PG1216+069 12h19m20.9s +06d38m38s 1325.2 - - 7.14E+42PG1226+023 12h29m06.7s +02d03m09s 633.36 - - 1.04E+43PG1229+204(Mrk771) 12h32m03.6s +20d09m29s 252.04 - - 4.10E+41PG1244+026 12h46m35.2s +02d22m09s 192.71 - - 7.82E+41PG1259+593 13h01m12.9s +59d02m07s 1911.2 - - 6.99E+42PG1302-102 13h05m33.0s -10d33m19s 1113.6 - - 7.57E+42PG1307+085 13h09m47.0s +08d19m49s 620 - - 1.60E+43PG1309+355 13h12m17.8s +35d15m21s 736 - - 2.06E+43PG1310-108 13h13m05.8s -11d07m42s 136 - - 5.31E+41PG1322+659 13h23m49.5s +65d41m48s 672 - - 3.89E+42PG1341+258 13h43m56.7s +25d38m48s 348 - - 6.52E+41PG1351+236 13h54m06.4s +23d25m49s 220 - - 4.37E+42PG1351+640 13h53m15.8s +63d45m45s 352.8 - - 4.65E+42PG1352+183 13h54m35.6s +18d05m17s 608 - - 6.26E+43PG1354+213 13h56m32.7s +21d03m52s 1200 - - 4.66E+42PG1402+261 14h05m16.2s +25d55m35s 656 - - 8.19E+42PG1404+226 14h06m21.8s +22d23m46s 392 - - 1.62E+42PG1411+442 14h13m48.3s +44d00m14s 358.4 - - -PG1415+451 14h17m00.8s +44d56m06s 454.35 - - 4.13E+42PG1416-129 14h19m03.8s -13d10m44s 517.12 - - 1.79E+42PG1425+267 14h27m35.5s +26d32m14s 1464 - - 1.15E+43PG1426+015 14h29m06.6s +01d17m06s 345.88 - - 1.70E+42PG1427+480 14h29m43.1s +47d47m26s 882.42 - - 2.61E+42PG1435-067 14h38m16.1s -06d58m21s 504 - - 1.34E+42PG1440+356(Mrk478) 14h42m07.4s +35d26m23s 316.22 - - 8.06E+42PG1444+407 14h46m45.9s +40d35m06s 1069.2 - - 5.20E+42PG1448+273 14h51m08.8s +27d09m27s 260 - - 1.60E+42PG1501+106 15h04m01.2s +10d26m16s 145.69 - - 4.32E+41PG1512+370 15h14m43.0s +36d50m50s 1482.8 - - 5.79E+42PG1519+226 15h21m14.2s +22d27m43s 548 - - 2.12E+42PG1534+580 15h35m52.3s +57d54m09s 118.31 - - 2.43E+41PG1535+547 15h36m38.3s +54d33m33s 155.74 - - 1.80E+41PG1543+489 15h45m30.2s +48d46m09s 1598.44 - - 1.04E+43PG1545+210 15h47m43.5s +20d52m17s 1057.2 - - 2.34E+43PG1552+085 15h54m44.6s +08d22m22s 476 - - 8.13E+41PG1612+261 16h14m13.2s +26d04m16s 523.66 - - 1.51E+42PG1613+658(Mrk876) 16h13m57.2s +65d43m10s 516 - - 9.62E+42PG1617+175 16h20m11.3s +17d24m28s 449.75 - - 1.09E+42PG1626+554 16h27m56.0s +55d22m31s 532 - - 1.59E+42PG1634+706 16h34m28.9s +70d31m33s 5336 - - 1.77E+44PG1700+518 17h01m24.8s +51d49m20s 1168 - - 9.30E+43PG1704+608 17h04m41.4s +60d44m31s 1487.76 - - 2.75E+43PG2112+059 21h14m52.6s +06d07m42s 1864 - - 9.98E+42PG2130+099 21h32m27.8s +10d08m19s 251.91 - - 3.19E+42PG2209+184 22h11m53.9s +18d41m50s 280 - - 1.24E+42PG2214+139(Mrk304) 22h17m12.2s +14d14m21s 263.05 - - 6.71E+41PG2233+134 22h36m07.7s +13d43m55s 1303.49 - - 2.93E+43PG2251+113 22h54m10.4s +11d36m38s 1302 - - 1.12E+43PG2304+042 23h07m02.9s +04d32m57s 168 - - 1.55E+41PG2308+098 23h11m17.7s +10d08m15s 1733.2 - - 9.71E+42PG2349-014 23h51m56.1s -01d09m13s 696.17 - - 2.73E+42
152QSOS-QUASAR-3CR Yonhsi RA O Dec- Distancia(Mpc) O L(3.3 µm) EW(3.3 µm) L(7.7 µm)
C3C6.1 00h16m31.6s +79d16m52s 3361.6 - - -3C15 00h37m04.1s -01d09m08s 292 - - 5.31E+413C20 00h43m08.8s +52d03m34s 696 - - 6.96E+423C22 00h50m56.3s +51d12m03s 3744 - - -3C28 00h55m50.3s +26d24m34s 781.1 - - 2.19E+423C29 00h57m34.9s -01d23m28s 180.12 - - 2.91E+413C33 01h08m52.8s +13d20m14s 238.8 - - 4.09E+41
3C33.1 01h09m43.6s +73d11m56s 723.97 - - 1.02E+433C47 01h36m24.4s +20d57m27s 1700 - - 9.68E+423C48 01h37m41.3s +33d09m35s 1468 - - 1.17E+443C55 01h57m10.5s +28d51m38s 2939.2 - - 1.86E+43
3C61.1 02h22m36.0s +86d19m08s 751.24 - - 1.55E+423C65 02h23m43.2s +40d00m52s 4704 - - 1.11E+443C75 02h57m41.6s +06d01m29s 92.612 - - 3.39E+40
3C76.1 03h03m15.0s +16d26m19s 129.96 - - 8.69E+403C79 03h10m00.1s +17d05m58s 1023.6 - - 1.28E+43
3C83.1 03h18m15.8s +41d51m28s 100.55 - - 4.36E+403C84 03h19m48.1s +41d30m42s 70.24 - - -
3C109 04h13m40.4s +11d12m14s 1222.4 - - 3.13E+433C123 04h37m04.4s +29d40m14s 870.8 - - 5.53E+423C129 04h49m09.1s +45d00m39s 83.2 - - 2.98E+403C138 05h21m09.9s +16d38m22s 3036 - - -3C147 05h42m36.1s +49d51m07s 2180 - - -3C153 06h09m32.5s +48d04m15s 1107.6 - - 5.87E+423C172 07h02m08.1s +25d13m46s 2076.4 - - 8.77E+42
3C173.1 07h09m18.1s +74d49m32s 1168.4 - - 5.06E+423C175 07h13m02.4s +11d46m15s 3080 - - 1.93E+433C184 07h39m24.5s +70d23m11s 3976 - - -3C192 08h05m35.0s +24d09m50s 238.84 - - 2.94E+413C196 08h13m36.0s +48d13m03s 3484 - - 2.03E+433C200 08h27m25.4s +29d18m45s 1832 - - -3C216 09h09m33.5s +42d53m46s 2681.05 - - 2.41E+433C219 09h21m08.6s +45d38m57s 697.67 - - 1.75E+42
3C220.1 09h32m39.6s +79d06m32s 2440 - - 2.07E+433C220.3 09h39m22.5s +83d15m24s 2720 - - 9.30E+43
3C234 10h01m49.5s +28d47m09s 739.2 - - 5.88E+423C244.1 10h33m34.1s +58d14m36s 1712 - - 7.36E+423C249.1 11h04m13.7s +76d58m58s 1246 - - 1.93E+43
3C263 11h39m57.0s +65d47m49s 2584 - - 1.12E+433C263.1 11h43m25.1s +22d06m56s 3296 - - 1.30E+43
3C265 11h45m29.0s +31d33m49s 3244 - - 7.81E+433C268.1 12h00m20.1s +73d00m46s 3880 - - 2.70E+43
3C270 12h19m23.2s +05d49m31s 29.86 - - -3C272 12h24m28.5s +42d06m36s 3776 - - -
3C272.1 12h25m03.7s +12d53m13s 14.14 - - -3C274 12h30m49.4s +12d23m28s 17.44 - - -
3C274.1 12h35m26.6s +21d20m35s 1688 - - 6.48E+423C275.1 12h43m57.7s +16d22m53s 2220.4 - - 8.85E+42
3C280 12h56m57.1s +47d20m20s 3984 - - 1.71E+433C292 13h50m41.8s +64d29m31s 2840 - - -3C293 13h52m17.8s +31d26m46s 180.14 - - 1.54E+423C295 14h11m20.6s +52d12m09s 1856.4 - - 5.36E+423C298 14h19m08.2s +06d28m35s 5749.28 - - 1.19E+443C300 14h23m01.0s +19d35m17s 1080 - - 4.75E+42
3C303.1 14h43m14.8s +77d07m29s 1068 - - 5.19E+423C309.1 14h59m07.6s +71d40m20s 3620 - - 1.73E+43
3C310 15h04m57.1s +26d00m59s 215.2 - - 1.66E+413C315 15h13m40.1s +26d07m31s 433.2 - - -3C318 15h20m05.4s +20d16m06s 6296 - - 2.42E+443C319 15h24m05.5s +54d28m15s 768 - - 1.62E+423C321 15h31m43.4s +24d04m19s 384.4 - - 1.15E+43
3C323.1 15h47m43.5s +20d52m17s 1057.2 - - 2.34E+433C325 15h49m58.6s +62d41m21s 4540 - - 2.47E+433C326 15h52m09.1s +20d05m24s 358 - - 9.51E+413C330 16h09m36.6s +65d56m44s 2200 - - 1.45E+433C334 16h20m21.9s +17d36m24s 2220.4 - - 3.42E+433C336 16h24m39.1s +23d45m12s 3709.59 - - -3C337 16h28m52.8s +44d19m05s 2540 - - -3C340 16h29m36.9s +23d20m14s 3101.6 - - -3C343 16h34m33.8s +62d45m36s 3952 - - -
3C343.1 16h38m28.2s +62d34m44s 3000 - - -3C348 16h51m08.1s +04d59m33s 616 - - 3.68E+423C351 17h04m41.4s +60d44m31s 1487.76 - - 2.75E+433C352 17h10m44.1s +46d01m29s 3226.8 - - -3C356 17h24m19.0s +50d57m40s 4316 - - 3.79E+433C371 18h06m50.7s +69d49m28s 204 - - 1.06E+423C380 18h29m31.8s +48d44m46s 2768 - - 1.56E+433C381 18h33m46.3s +47d27m03s 642 - - 2.37E+423C382 18h35m03.4s +32d41m47s 231.48 2.54E+42 P 33 P 5.57E+42 P3C386 18h38m26.2s +17d11m49s 67.54 - - -3C388 18h44m02.4s +45d33m30s 366.8 - - 5.80E+41
3C390.3 18h42m09.0s +79d46m17s 224.4 1.02E+42 P 10 P 3.98E+42 P3C401 19h40m25.1s +60d41m35s 804.4 - - 2.09E+42
3C403.1 19h52m30.5s -01d17m21s 221.6 - - 1.47E+413C405 19h59m28.3s +40d44m02s 224.3 - - 1.97E+42
3C427.1 21h04m06.4s +76d33m12s 2288 - - 1.38E+433C433 21h23m44.5s +25d04m12s 406.4 - - 1.64E+423C436 21h44m11.7s +28d10m18s 858 - - 3.52E+423C438 21h55m52.3s +38d00m30s 1160 - - 5.64E+423C441 22h06m04.9s +29d29m20s 2832 - - -3C445 22h23m49.6s -02d06m12s 224.8 - - 8.95E+413C452 22h45m48.8s +39d41m16s 324.4 - - 6.30E+413C465 23h38m29.4s +27d01m53s 120.88 - - 1.50E+41
153QSOS-QUASARsPG Yonhsi EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)
PG0003+158 - 1.83E+45 O 1.50E+45 O 1.25E+45 O - 4.59E+44 OPG0003+199 - 7.48E+43 O 9.06E+43 O 1.11E+44 O - 1.26E+43 OPG0007+106 - 2.60E+44 O 2.89E+44 O 3.14E+44 O - 7.27E+43 OPG0026+129 - 3.65E+44 O 2.79E+44 O 3.69E+44 O - 1.15E+44 OPG0043+039 - - - - - 3.83E+44 OPG0049+171 - 3.78E+43 O 3.71E+43 O 3.46E+43 O - 8.04E+42 O
PG0050+124(IZW1) 50 3.93E+44 O 4.82E+44 O 5.69E+44 O - 1.65E+44 OPG0052+251 - - - - - 1.22E+44 OPG0157+001 250 8.17E+44 O 7.56E+44 O 1.50E+45 O - 2.18E+44 OPG0804+761 - 3.20E+44 O 3.62E+44 O 6.02E+44 O - 2.14E+44 OPG0838+770 170 2.63E+44 O 2.21E+44 O 3.11E+44 O - 4.59E+43 OPG0844+349 90 1.44E+44 O 1.29E+44 O 1.30E+44 O - 2.49E+43 OPG0921+525 - 4.78E+43 O 5.51E+43 O 4.18E+43 O - 8.42E+42 OPG0923+201 - - - - - 2.26E+44 OPG0923+129 280 1.05E+44 O 1.02E+44 O 7.61E+43 O - 6.12E+42 OPG0934+013 260 5.33E+43 O 4.64E+43 O 3.04E+43 O - 6.89E+42 OPG0946+301 - - - - - 6.51E+45 OPG0947+396 - 5.31E+44 O 4.92E+44 O 6.58E+44 O - 1.91E+44 OPG0953+414 - - - - - 2.99E+44 OPG1001+054 - - - - - 1.03E+44 OPG1004+130 - - - - - 2.37E+44 OPG1011-040 - 1.34E+44 O 1.22E+44 O 1.24E+44 O - 1.38E+43 O
PG1012+008 - 5.61E+44 O 4.63E+44 O 5.58E+44 O - 1.38E+44 OPG1022+519 440 5.60E+43 O 5.35E+43 O 4.24E+43 O - 5.36E+42 OPG1048+342 - - - - - 4.98E+43 OPG1048-090 - - - - - 2.07E+44 OPG1049-005 70 - - - - 8.42E+44 O
PG1100+772 - 9.54E+44 O 9.20E+44 O 1.20E+45 O - 3.83E+44 OPG1103-006 - 1.12E+45 O 9.68E+44 O 1.01E+45 O - 4.98E+44 O
PG1114+445 - 2.62E+44 O 2.79E+44 O 3.83E+44 O - 1.68E+44 OPG1115+407 280 - - - - 8.04E+43 OPG1116+215 - 7.43E+44 O 8.92E+44 O 1.28E+45 O - 8.80E+44 OPG1119+120 60 1.12E+44 O 1.11E+44 O 8.79E+43 O - 1.91E+43 OPG1121+422 - 3.44E+44 O 3.81E+44 O 4.78E+44 O - 1.15E+44 O
PG1126-041(Mrk1298) - 1.97E+44 O 2.16E+44 O 2.43E+44 O - 6.12E+43 OPG1149-110 - 2.03E+44 O 1.61E+44 O 1.16E+44 O - 8.42E+42 O
PG1151+117 - - - - - 7.27E+43 OPG1202+281 140 2.06E+44 O 2.32E+44 O 3.87E+44 O - 9.57E+43 OPG1211+143 - 2.32E+44 O 2.37E+44 O 1.80E+44 O - 1.07E+44 OPG1216+069 - - - - - 3.41E+44 OPG1226+023 - 3.86E+45 O 3.72E+45 O 4.68E+45 O - 1.42E+45 O
PG1229+204(Mrk771) - 1.76E+44 O 1.77E+44 O 1.55E+44 O - 2.68E+43 OPG1244+026 140 3.40E+43 O 3.37E+43 O 3.12E+43 O - 6.89E+42 OPG1259+593 - - - - - 1.03E+45 OPG1302-102 - 1.20E+45 O 1.02E+45 O 1.00E+45 O - 3.83E+44 O
PG1307+085 - 4.04E+44 O 3.21E+44 O 3.87E+44 O - 9.95E+43 OPG1309+355 - - - - - 1.68E+44 OPG1310-108 110 3.78E+43 O 2.90E+43 O 2.43E+43 O - 4.98E+42 O
PG1322+659 70 - - - - 1.11E+44 OPG1341+258 60 1.25E+44 O 1.13E+44 O 1.16E+44 O - 1.80E+43 OPG1351+236 870 1.16E+44 O 8.81E+43 O 8.87E+43 O - 6.12E+42 OPG1351+640 90 - - - - 8.42E+43 OPG1352+183 - 1.71E+44 O 1.67E+44 O 2.63E+44 O - 6.51E+43 OPG1354+213 - - - - - 1.61E+44 OPG1402+261 - - - - - 2.60E+44 OPG1404+226 140 1.27E+44 O 1.05E+44 O 1.12E+44 O - 1.95E+43 OPG1411+442 - - - - - -PG1415+451 140 - - - - 4.98E+43 OPG1416-129 - 3.41E+44 O 1.42E+44 O 2.01E+44 O - 3.25E+43 O
PG1425+267 - 6.89E+44 O 7.47E+44 O 8.28E+44 O - 4.21E+44 OPG1426+015 30 5.15E+44 O 5.52E+44 O 5.24E+44 O - 9.18E+43 OPG1427+480 - - - - - 9.57E+43 OPG1435-067 - - - - - 6.51E+43 O
PG1440+356(Mrk478) 200 - - - - 7.65E+43 OPG1444+407 30 - - - - 3.25E+44 OPG1448+273 110 1.54E+44 O 1.25E+44 O 1.34E+44 O - 2.18E+43 OPG1501+106 - 9.20E+43 O 8.14E+43 O 7.96E+43 O - 1.61E+43 OPG1512+370 - 6.57E+44 O 6.47E+44 O 6.57E+44 O - 3.37E+44 OPG1519+226 40 - - - - 1.03E+44 OPG1534+580 50 3.89E+43 O 3.23E+43 O 3.07E+43 O - 5.74E+42 OPG1535+547 20 5.70E+43 O 6.29E+43 O 7.05E+43 O - 1.19E+43 OPG1543+489 - - - - - 9.18E+44 OPG1545+210 - 8.38E+44 O 6.82E+44 O 8.38E+44 O - 2.22E+44 OPG1552+085 - - - - - 3.83E+43 OPG1612+261 - - - - - 8.04E+43 O
PG1613+658(Mrk876) 80 1.03E+45 O 9.63E+44 O 1.12E+45 O - 2.10E+44 OPG1617+175 - - - - - 7.27E+43 OPG1626+554 - - - - - 4.98E+43 OPG1634+706 - - - - - 3.60E+43 OPG1700+518 - - - - - 1.22E+45 OPG1704+608 - 1.65E+45 O 1.53E+45 O 1.96E+45 O - 9.95E+44 OPG2112+059 - 2.59E+45 O 2.52E+45 O 3.63E+45 O - 1.84E+45 OPG2130+099 60 1.18E+44 O 2.60E+44 O 3.71E+44 O - 8.04E+43 OPG2209+184 200 1.79E+44 O 1.58E+44 O 1.46E+44 O - 1.15E+43 O
PG2214+139(Mrk304) - 2.98E+44 O 3.06E+44 O 2.71E+44 O - 6.12E+43 OPG2233+134 - 4.36E+44 O 4.29E+44 O 7.07E+44 O - 3.60E+44 OPG2251+113 - 1.39E+45 O 1.62E+45 O 2.03E+45 O - 5.74E+44 OPG2304+042 - 8.00E+43 O 7.13E+43 O 5.31E+43 O - 3.37E+42 OPG2308+098 - - - - - 5.36E+44 OPG2349-014 - 6.19E+44 O 7.07E+44 O 9.52E+44 O - 1.76E+44 O
154QSOS-QUASARs3CR Yonhsi EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)
C3C6.1 - - - - - -3C15 - 2.34E+44 O 2.32E+44 O 1.61E+44 O - 3.83E+42 O3C20 - - - - - 1.61E+43 O3C22 - 7.73E+44 O 5.53E+44 O 8.19E+44 O - -3C28 - 2.86E+44 O 3.02E+44 O 2.91E+44 O - 3.29E+42 O3C29 - 3.22E+44 O 2.78E+44 O 2.15E+44 O - 8.80E+41 O3C33 - 1.64E+44 O 1.43E+44 O 8.64E+43 O - 1.03E+43 O
3C33.1 - - - - - 4.59E+43 O3C47 - 6.06E+44 O 7.11E+44 O 1.04E+45 O - 4.21E+44 O3C48 - 1.31E+45 O 1.23E+45 O 1.85E+45 O - 9.57E+44 O3C55 - - - - - 3.41E+44 O
3C61.1 - - - - - 3.18E+42 O3C65 - - - - - 3.10E+43 O3C75 - - - - - 9.95E+40 O
3C76.1 - 3.36E+43 O 4.71E+43 O 2.72E+43 O - 3.60E+41 O3C79 - 2.46E+44 O 1.701E+44 O 2.77E+44 O - 1.15E+44 O
3C83.1 - 1.01E+43 O 8.54E+42 O 5.59E+42 O - 1.76E+42 O3C84 - 4.93E+44 O 4.43E+44 O 3.06E+44 O - 6.12E+42 O
3C109 - 9.10E+44 O 1.45E+45 O 1.68E+45 O - 8.42E+44 O3C123 - 1.68E+44 O 2.10E+44 O 1.80E+44 O - 4.98E+42 O3C129 - 9.58E+43 O 1.21E+44 O 9.05E+43 O - 4.59E+41 O3C138 - 7.36E+44 O 6.06E+44 O 7.05E+44 O - -3C147 - - - - - -3C153 - - - - - 1.80E+42 O3C172 - 3.08E+44 O 3.06E+44 O 2.64E+44 O - 2.10E+43 O
3C173.1 - 7.06E+44 O 5.20E+44 O 4.58E+44 O - 6.12E+42 O3C175 - 4.96E+45 O 2.73E+45 O 2.37E+45 O - 1.07E+45 O3C184 - - - - - -3C192 - 1.38E+44 O 1.321E+44 O 8.18E+43 O - 8.04E+41 O3C196 - 2.43E+45 O 1.54E+45 O 1.47E+45 O - 1.26E+45 O3C200 - 2.56E+44 O 2.92E+44 O 3.14E+44 O - -3C216 - 6.77E+44 O 7.94E+44 O 8.87E+44 O - 9.57E+44 O3C219 - 3.20E+44 O 2.95E+44 O 3.02E+44 O - 2.30E+43 O
3C220.1 - - - - - 6.51E+43 O3C220.3 - - - - - 6.12E+43 O
3C234 - 3.17E+44 O 4.18E+44 O 4.81E+44 O - 4.59E+44 O3C244.1 - - - - - 9.57E+43 O3C249.1 - 9.54E+44 O 9.20E+44 O 1.20E+45 O - 3.83E+44 O
3C263 - 3.20E+45 O 1.86E+45 O 2.16E+45 O - 1.38E+45 O3C263.1 - - - - - 6.12E+43 O
3C265 240 5.35E+44 O 5.11E+44 O 4.50E+44 O - 9.95E+44 O3C268.1 - - - - - 8.42E+43 O
3C270 - 2.14E+44 O 1.96E+44 O 1.22E+44 O - 2.07E+41 O3C272 - - - - - -
3C272.1 - 1.29E+44 O 1.16E+44 O 7.14E+43 O - 1.15E+41 O3C274 - 2.86E+44 O 2.52E+44 O 1.59E+44 O - 1.65E+41 O
3C274.1 - 2.08E+44 O 2.32E+44 O 2.16E+44 O - 1.15E+43 O3C275.1 - - - - - 1.99E+44 O
3C280 - - - - - 8.80E+44 O3C292 - - - - - -3C293 620 2.60E+44 O 2.50E+44 O 1.65E+44 O - 3.52E+42 O3C295 - 1.32E+45 O 9.16E+44 O 1.33E+45 O - 1.34E+43 O3C298 - - - - - 4.59E+45 O3C300 - 1.26E+44 O 1.08E+44 O 1.05E+44 O - 5.74E+42 O
3C303.1 - - - - - 2.03E+43 O3C309.1 - - - - - 1.26E+45 O
3C310 - 8.47E+43 O 7.38E+43 O 5.07E+43 O - 5.74E+41 O3C315 - 1.47E+44 O 1.23E+44 O 9.23E+43 O - 2.07E+42 O3C318 - - - - - 1.07E+45 O3C319 - 8.89E+43 O 8.98E+43 O 5.79E+43 O - -3C321 490 2.58E+44 O 2.74E+44 O 1.88E+44 O - 2.33E+43 O
3C323.1 - 8.38E+44 O 6.82E+44 O 8.38E+44 O - 2.22E+44 O3C325 - - - - - 3.56E+44 O3C326 - 1.01E+44 O 9.21E+43 O 6.12E+43 O - 1.22E+42 O3C330 290 - - - - 1.07E+44 O3C334 170 - - - - 5.74E+44 O3C336 - 1.57E+45 O 9.14E+44 O 8.20E+44 O - -3C337 - - - - - -3C340 - - 2.06E+44 O 2.57E+44 O - -3C343 - - 4.01E+44 O 4.93E+44 O - -
3C343.1 - - - - - -3C348 - 4.76E+44 O 3.48E+44 O 3.99E+44 O - 3.18E+42 O3C351 - 1.65E+45 O 1.58E+45 O 1.96E+45 O - 9.95E+44 O3C352 - - - 1.44E+44 O - -3C356 - - 4.75E+44 O 4.03E+44 O - 3.06E+44 O3C371 - 2.67E+44 O 2.63E+44 O 2.03E+44 O - 3.29E+43 O3C380 - 1.73E+45 O 1.54E+45 O 1.66E+45 O - 1.34E+45 O3C381 - 2.50E+44 O 1.30E+44 O 1.59E+44 O - 5.74E+43 O3C382 297 P 4.36E+44 O 1.35E+43 O 10.00E+42 O - 6.51E+43 O3C386 - 1.10E+44 O 1.07E+44 O 6.79E+43 O - 3.44E+41 O3C388 - 5.68E+44 O 5.16E+44 O 3.177E+44 O - 2.26E+42 O
3C390.3 223 P 1.58E+44 O 1.53E+44 O 1.35E+44 O - 3.18E+43 O3C401 - - - - - 4.21E+42 O
3C403.1 - 1.14E+44 O 8.97E+43 O 7.65E+43 O - 6.51E+41 O3C405 - 6.13E+44 O 6.39E+44 O 4.30E+44 O - 1.34E+43 O
3C427.1 - - - - - 1.30E+43 O3C433 - 1.79E+44 O 1.76E+44 O 2.02E+44 O - 7.65E+43 O3C436 - 2.08E+44 O 2.24E+44 O 2.04E+44 O - 4.21E+42 O3C438 - 3.80E+44 O 4.10E+44 O 3.73E+44 O - 5.74E+42 O3C441 - - - - - -3C445 - - - - - 6.51E+43 O3C452 - 2.20E+44 O 1.53E+44 O 1.28E+44 O - 1.03E+43 O3C465 - 3.05E+43 O 2.12E+43 O 1.78E+43 O - 1.34E+42 O
155QSOS-QUASARsPG Yonhsi L(12 µm) L(25 µm) L(60 µm) L(100 µm) L(1.4 GHz) L(UV)
PG0003+158 3.50E+45 O 4.02E+45 O 1.30E+45 O 2.18E+45 O 4.38E+42 D -PG0003+199 9.61E+43 O 5.77E+43 O 2.18E+43 O 2.17E+43 O 1.30E+38 D 1.55E+44 TPG0007+106 3.78E+44 O 3.00E+44 O 1.63E+44 O 3.87E+44 O 2.09E+40 D -PG0026+129 1.74E+44 O 1.85E+44 O 5.21E+43 O 9.27E+43 O 3.84E+39 D -PG0043+039 8.30E+45 O 6.20E+45 O 2.41E+45 O 2.95E+45 O - D -PG0049+171 2.16E+44 O 1.24E+44 O 6.08E+43 O 8.94E+43 O - D -
PG0050+124(IZW1) 9.16E+44 O 1.04E+45 O 8.02E+44 O 5.65E+44 O 8.32E+38 D 3.51E+44 TPG0052+251 9.20E+44 O 9.94E+44 O 2.14E+44 O 4.66E+44 O - D -PG0157+001 1.56E+45 O 3.31E+45 O 5.65E+45 O 3.30E+45 O 1.87E+40 D 9.96E+44 TPG0804+761 6.75E+44 O 4.82E+44 O 1.41E+44 O 2.61E+44 O 8.85E+38 D -PG0838+770 7.74E+44 O 3.70E+44 O 2.81E+44 O 5.79E+44 O - D -PG0844+349 2.47E+44 O 1.92E+44 O 6.39E+43 O 6.92E+43 O - D -PG0921+525 - - - - 3.24E+38 D -PG0923+201 2.00E+45 O 1.47E+45 O 1.25E+45 O 2.25E+45 O - D -PG0923+129 6.26E+43 O 4.20E+43 O 4.80E+43 O 4.48E+43 O - 4.46E+43 TPG0934+013 - - - - - -PG0946+301 6.71E+46 O 4.56E+46 O 2.00E+46 O 2.70E+46 O - -PG0947+396 1.84E+45 O 8.74E+44 O 8.14E+44 O 1.12E+45 O - -PG0953+414 2.33E+45 O 1.35E+45 O 6.77E+44 O 9.91E+44 O - -PG1001+054 3.82E+44 O 2.13E+44 O 6.66E+43 O 1.02E+44 O - -PG1004+130 2.53E+45 O 2.00E+45 O 1.06E+45 O 9.46E+44 O - 2.88E+45 TPG1011-040 1.40E+44 O 8.73E+43 O 5.25E+43 O 4.87E+43 O - -
PG1012+008 1.80E+45 O 1.18E+45 O 4.68E+44 O 6.95E+44 O 2.43E+42 D -PG1022+519 8.99E+43 O 4.87E+43 O 3.00E+43 O 9.26E+43 O - D 4.05E+43 TPG1048+342 1.26E+45 O 6.87E+44 O 3.74E+44 O 5.57E+44 O - D -PG1048-090 6.23E+45 O 3.45E+45 O 1.74E+45 O 2.57E+45 O 6.45E+42 D -PG1049-005 5.58E+45 O 5.36E+45 O 2.37E+46 O 3.05E+45 O - D -
PG1100+772 7.90E+44 O 1.00E+45 O 5.67E+44 O 4.74E+44 O 6.08E+42 D 2.89E+45 TPG1103-006 1.00E+46 O 6.30E+45 O 2.23E+45 O 3.99E+45 O 5.12E+42 D 5.28E+45 T
PG1114+445 1.09E+45 O 7.08E+44 O 3.78E+44 O 4.12E+44 O - D 4.447E+44 TPG1115+407 1.04E+45 O 5.49E+44 O 3.20E+44 O 4.76E+44 O 6.60E+38 D 6.44E+44 TPG1116+215 - - - - 5.09E+39 D -PG1119+120 1.44E+44 O 1.92E+44 O 1.12E+44 O 1.12E+44 O 2.03E+38 D 1.25E+44 TPG1121+422 2.11E+45 O 1.08E+45 O 6.79E+44 O 9.16E+44 O - D -
PG1126-041(Mrk1298) 2.41E+44 O 2.77E+44 O 2.08E+44 O 2.42E+44 O - D -PG1149-110 - - - - - D -
PG1151+117 1.67E+45 O 1.15E+45 O 4.60E+44 O 6.22E+44 O - D -PG1202+281 1.28E+45 O 7.78E+44 O 2.88E+44 O 6.59E+44 O - D 4.71E+44 TPG1211+143 5.39E+44 O 5.44E+44 O 1.91E+44 O 2.59E+44 O - D -PG1216+069 6.04E+45 O 4.36E+45 O 1.62E+45 O 1.99E+45 O - D 3.67E+45 TPG1226+023 6.58E+45 O 5.16E+45 O 4.94E+45 O 4.16E+45 O 3.70E+43 D 1.07E+46 T
PG1229+204(Mrk771) 2.00E+44 O 2.15E+44 O 5.44E+43 O 1.46E+44 O 2.98E+38 D 1.99E+44 TPG1244+026 1.79E+44 O 8.37E+43 O 6.02E+43 O 5.65E+43 O - D -PG1259+593 1.22E+46 O 6.29E+45 O 3.37E+45 O 4.55E+45 O - D -PG1302-102 4.41E+45 O 3.21E+45 O 1.25E+45 O 1.83E+45 O 1.48E+42 D -
PG1307+085 1.29E+45 O 8.44E+44 O 3.54E+44 O 4.79E+44 O - D -PG1309+355 1.64E+45 O 7.78E+44 O 4.54E+44 O 6.75E+44 O 4.28E+40 D 7.80E+44 TPG1310-108 9.41E+42 O 4.97E+43 O 1.70E+43 O 2.51E+43 O - D -
PG1322+659 9.73E+44 O 3.83E+44 O 2.40E+44 O 4.17E+44 O - D 7.70E+44 TPG1341+258 - - - - - D -PG1351+236 2.03E+44 O 1.15E+44 O 8.69E+43 O 7.30E+43 O - D -PG1351+640 5.29E+44 O 9.53E+44 O 5.43E+44 O 4.92E+44 O 6.82E+39 D -PG1352+183 1.16E+45 O 6.00E+44 O 3.10E+44 O 4.60E+44 O - D 3.66E+44 TPG1354+213 4.52E+45 O 2.34E+45 O 1.33E+45 O 1.79E+45 O - D -PG1402+261 1.67E+45 O 7.66E+44 O 5.92E+44 O 1.08E+45 O - D -PG1404+226 4.73E+44 O 2.21E+44 O 1.42E+44 O 1.91E+44 O 7.21E+38 D -PG1411+442 4.42E+44 O 2.95E+44 O 1.25E+44 O 8.07E+43 O - D 6.19E+44 TPG1415+451 4.94E+44 O 2.08E+44 O 1.38E+44 O 1.93E+44 O - D 2.01E+44 TPG1416-129 8.64E+44 O 6.91E+44 O 2.24E+44 O 3.02E+44 O - D -
PG1425+267 5.96E+45 O 2.62E+45 O 1.48E+45 O 2.43E+45 O 3.84E+41 D 1.18E+45 TPG1426+015 4.76E+44 O 3.57E+44 O 1.69E+44 O 1.63E+44 O 5.41E+38 D -PG1427+480 1.75E+45 O 3.36E+43 O 5.22E+44 O 7.04E+44 O - D 5.95E+44 TPG1435-067 7.29E+44 O 5.58E+44 O 1.92E+44 O 2.87E+44 O - D -
PG1440+356(Mrk478) 3.62E+44 O 2.69E+44 O 3.41E+44 O 3.32E+44 O 8.71E+38 D 3.92E+44 TPG1444+407 2.80E+45 O 1.76E+45 O 8.00E+44 O 6.98E+44 O - D 1.73E+45 TPG1448+273 1.42E+44 O 1.17E+44 O 4.7E+43 O 6.12E+43 O 3.40E+38 D -PG1501+106 1.22E+44 O 1.44E+44 O 5.83E+43 O 4.71E+43 O - D -PG1512+370 2.50E+45 O 1.33E+45 O 8.02E+44 O 1.41E+45 O 3.64E+42 D 1.71E+45 TPG1519+226 6.56E+44 O 3.15E+44 O 2.01E+44 O 2.72E+44 O - D -PG1534+580 4.15E+43 O 3.66E+43 O 1.43E+43 O 2.92E+43 O 1.13E+38 D 4.09E+43 TPG1535+547 7.84E+43 O 4.11E+43 O 1.83E+43 O 4.95E+43 O - D -PG1543+489 4.43E+45 O 3.96E+45 O 4.33E+45 O 4.11E+45 O - D 9.26E+44 TPG1545+210 1.04E+45 O 5.94E+44 O 3.34E+44 O 5.66E+44 O 4.49E+42 D -PG1552+085 7.12E+44 O 3.25E+44 O 1.71E+44 O 2.56E+44 O - D -PG1612+261 7.32E+44 O 5.47E+44 O 3.13E+44 O 4.07E+44 O 8.22E+39 D -
PG1613+658(Mrk876) 6.93E+44 O 9.06E+44 O 9.51E+44 O 7.74E+44 O 1.74E+39 D 4.93E+44 TPG1617+175 3.93E+44 O 2.06E+44 O 1.23E+44 O 3.95E+44 O - D -PG1626+554 3.22E+44 O 1.59E+44 O 1.19E+44 O 2.42E+44 O - D -PG1634+706 5.05E+46 O 4.99E+47 O 4.19E+46 O 3.51E+46 O - D -PG1700+518 4.24E+45 O 4.60E+45 O 3.13E+45 O 2.36E+45 O 4.94E+40 D -PG1704+608 3.31E+45 O 4.83E+45 O 2.24E+45 O 2.38E+45 O 1.18E+43 D -PG2112+059 7.38E+45 O 3.64E+45 O 2.18E+45 O 2.21E+45 O 1.75E+40 D -PG2130+099 3.53E+44 O 3.03E+44 O 2.01E+44 O 1.41E+44 O 6.38E+38 D 3.66E+44 TPG2209+184 - - - - 1.07E+40 D -
PG2214+139(Mrk304) 1.26E+44 O 9.44E+43 O 1.40E+44 O 7.00E+43 O - D 2.54E+44 TPG2233+134 5.34E+45 O 2.76E+45 O 1.57E+45 O 6.10E+45 O - D -PG2251+113 1.83E+45 O 1.61E+45 O 6.80E+44 O 1.30E+45 O 4.08E+42 D 2.018E+45 TPG2304+042 - - - - - D -PG2308+098 - - - - 3.91E+42 D 1.78E+45 TPG2349-014 1.49E+45 O 1.60E+45 O 6.99E+44 O 9.52E+44 O 1.31E+42 D -
156QSOS-QUASARs3CR Yonhsi L(12 µm) L(25 µm) L(60 µm) L(100 µm) L(1.4 GHz) L(UV)
C3C6.1 8.45E+45 O 4.056E+45 O 2.36E+45 O 5.88E+45 O 6.91E+43 D -3C15 - - - - 5.81E+41 D -3C20 - - - - 9.36E+42 D -3C22 - - - - 3.06E+43 D -3C28 7.30E+44 O 4.38E+44 O 2.92E+44 O 5.48E+44 O 1.39E+42 D -3C29 - - - - - D -3C33 - - - - - D -
3C33.1 5.49E+44 O 4.82E+44 O 1.88E+44 O 1.62E+45 O 2.66E+42 D -3C47 - - - - 1.89E+43 D 5.38E+44 T3C48 4.40E+45 O 4.98E+45 O 9.54E+45 O 8.90E+45 O 5.78E+43 D 2.15E+45 T3C55 - - - - 4.10E+43 D -
3C61.1 1.69E+45 O 8.10E+44 O 9.45E+44 O 2.03E+45 O - D -3C65 1.66E+46 O 1.11E+46 O 4.63E+45 O 8.74E+45 O 1.15E+44 D -3C75 2.31E+43 O 1.48E+43 O 6.67E+42 O 4.62E+42 O 8.76E+40 D 2.39E+43 T
3C76.1 - - - - 4.78E+40 D 7.32E+42 T3C79 8.78E+44 O 9.33E+44 O 1.08E+45 O 9.59E+44 O 8.54E+42 D -
3C83.1 1.51E+43 O 5.08E+42 O 6.35E+42 O 1.43E+43 O - D 4.68E+43 T3C84 1.58E+44 O 2.51E+44 O 2.11E+44 O 1.24E+44 O 1.89E+41 D 7.20E+43 T
3C109 2.86E+45 O 3.82E+45 O 2.39E+45 O 6.44E+45 O 1.02E+43 D -3C123 - - - - 6.32E+43 D -3C129 - - - - 6.16E+40 D -3C138 - - - - 1.33E+44 D 5.51E+44 T3C147 - - - - 1.82E+44 D 8.99E+44 T3C153 7.34E+44 O 4.40E+44 O 2.20E+44 O 4.40E+44 O 8.49E+42 D -3C172 - - - - 2.05E+43 D -
3C173.1 1.63E+45 O 9.80E+44 O 5.72E+44 O 1.23E+45 O 6.33E+42 D -3C175 - - - - 4.00E+43 D -3C184 - - - - 6.84E+43 D -3C192 - - - - - D -3C196 - - - - 3.05E+44 D 3.06E+45 T3C200 - - - - 1.15E+43 D -3C216 - - - - 5.10E+43 D 9.02E+44 T3C219 4.37E+44 O 2.10E+44 O 7.28E+43 O 2.62E+44 O 4.83E+42 D -
3C220.1 - - - - 2.23E+43 D -3C220.3 - - - - 3.66E+43 D -
3C234 2.62E+45 O 2.02E+45 O 7.55E+44 O 6.75E+44 O - D -3C244.1 - - - - 2.06E+43 D -3C249.1 7.90E+44 O 1.00E+45 O 5.67E+44 O 4.74E+44 O 6.08E+42 D 2.89E+45 T
3C263 - - - - - D 5.88E+45 T3C263.1 - - - - 5.69E+43 D -
3C265 - - - - - D -3C268.1 - - - - 1.40E+44 D -
3C270 4.80E+42 O 1.15E+42 O 4.27E+41 O 4.80E+41 O 2.65E+40 D 2.67E+43 T3C272 - - - - 3.26E+43 D -
3C272.1 9.87E+41 O 5.46E+41 O 6.01E+41 O 7.04E+41 O 2.03E+39 D 2.00E+43 T3C274 4.00E+42 O 8.17E+41 O 7.10E+41 O 4.48E+41 O 7.06E+40 D 4.65E+43 T
3C274.1 - - - - 6.79E+42 D -3C275.1 - - - - 2.39E+43 D 2.34E+44 T
3C280 - - - - 1.36E+44 D -3C292 - - - - - D -3C293 2.52E+43 O 4.89E+43 O 3.90E+43 O 8.34E+43 O 2.22E+41 D -3C295 4.12E+45 O 2.47E+45 O 1.65E+45 O 3.09E+45 O 1.31E+44 D -3C298 8.32E+46 O 1.14E+47 O 4.31E+46 O 8.59E+46 O 3.38E+44 D 1.60E+46 T3C300 - - - - 6.34E+42 D -
3C303.1 8.53E+44 O 4.91E+44 O 6.82E+44 O 1.07E+45 O 3.59E+42 D -3C309.1 - - - - 1.64E+44 D -
3C310 - - - - - D -3C315 1.12E+44 O 6.74E+43 O 6.18E+43 O 1.89E+44 O - D -3C318 - - - - 1.79E+44 D -3C319 - - - - 2.59E+42 D -3C321 5.30E+44 O 7.07E+44 O 8.71E+44 O 5.05E+44 O - D -
3C323.1 1.05E+45 O 5.94E+44 O 3.34E+44 O 5.66E+44 O 4.49E+42 D -3C325 - - - - 1.23E+44 D -3C326 - - - - - D -3C330 4.34E+45 O 2.09E+45 O 3.62E+45 O 6.69E+45 O 5.67E+43 D -3C334 - - - - 1.65E+43 D 5.60E+45 T3C336 - - - - 6.02E+43 D 5.19E+45 T3C337 - - - - 3.26E+43 D -3C340 - - - - 3.31E+43 D -3C343 - - - - 1.31E+44 D -
3C343.1 6.74E+45 O 3.24E+45 O 2.43E+45 O 4.37E+45 O 6.96E+43 D -3C348 3.41E+44 O 2.18E+44 O 9.088E+43 O 1.988E+44 O - D -3C351 3.31E+45 O 3.97E+45 O 2.42E+45 O 2.38E+45 O 1.18E+43 D -3C352 4.67E+45 O 2.24E+45 O 1.56E+45 O 2.99E+45 O 3.25E+43 D -3C356 - - - - 2.94E+43 D -3C371 1.06E+44 O 1.12E+44 O 5.78E+43 O 5.93E+43 O 1.32E+41 D -3C380 - - - - 1.77E+44 D -3C381 3.08E+44 O 2.66E+44 O 1.63E+44 O 1.78E+44 O 2.78E+42 D -3C382 1.14E+44 O 7.31E+43 O 3.37E+43 O 5.96E+43 O 4.93E+41 D -3C386 3.41E+42 O 1.97E+42 O 9.55E+41 O 2.87E+42 O 5.32E+40 D -3C388 2.01E+44 O 4.83E+43 O 2.82E+43 O 5.55E+43 O 1.26E+42 D -
3C390.3 1.93E+44 O 2.08E+44 O 6.15E+43 O 6.15E+43 O 9.75E+41 D 2.32E+43 T3C401 7.74E+44 O 4.65E+44 O 3.10E+44 O 5.80E+44 O 5.49E+42 D -
3C403.1 - - - - 4.39E+40 D -3C405 2.17E+44 O 7.66E+44 O 7.01E+44 O 1.50E+45 O - D 9.61E+42 T
3C427.1 - - - - 3.41E+43 D -3C433 2.62E+44 O 4.93E+44 O 2.95E+44 O 7.11E+44 O - D -3C436 8.81E+44 O 5.29E+44 O 3.52E+44 O 6.61E+44 O - D -3C438 - - - - 7.96E+42 D -3C441 6.00E+45 O 4.03E+45 O 3.84E+45 O 3.46E+45 O 3.39E+43 D -3C445 3.14E+44 O 1.92E+44 O 9.25E+43 O 1.87E+44 O 5.22E+41 D -3C452 - - - - 7.77E+41 D -3C465 1.36E+43 O 2.10E+43 O 1.49E+43 O 2.99E+43 O 1.54E+41 D -
157QSOS-QUASARsPG Yonhsi LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)
PG0003+158 - - - - - -PG0003+199 - 1.47E+43 J 2.57E+43 P - - 9.49PG0007+106 - 1.10E+44 J - - - 32.67PG0026+129 4.57E+44 [ 2.45E+44 M 3.39E+44 P 3.80E+7 c 63.64 53.40PG0043+039 - - 6.03E+43 - - -PG0049+171 - - - - - -
PG0050+124(IZW1) 2.00E+44 [ 6.04E+43 J 5.37E+43 P - 35.92 22.63PG0052+251 2.88E+44 [ 4.64E+44 M - 2.57E+8 c 46.31 79.14PG0157+001 4.68E+44 9.66E+43 K - - - 30.19PG0804+761 2.63E+44 [ 2.12E+44 J 4.07E+44 P 1.74E+8 c 43.46 48.96PG0838+770 1.45E+44 [ - - - 28.75 -PG0844+349 1.00E+44 4.31E+43 J 4.37E+43 P 2.40E+7 c - 18.39PG0921+525 - 6.36E+43 M 1.41E+44 P - - 23.36PG0923+201 7.76E+44 - - 8.71E+8 c - -PG0923+129 - 1.87E+43 K - - - 11.03PG0934+013 - - - - - -PG0946+301 - - - - - -PG0947+396 - 1.51E+44 J - - - 39.79PG0953+414 9.12E+44 3.36E+44 J - 1.74E+8 c 102.50 64.92PG1001+054 1.78E+44 [ 5.91E+42 J - - 33.17 5.43PG1004+130 1.70E+45 [ - - - 157.40 -PG1011-040 - 9.02E+41 H - - - 1.71
PG1012+008 - 4.20E+43 H - 6.17E+7 c - 18.11PG1022+519 - 8.75E+42 H - - - 6.91PG1048+342 - 7.83E+43 J - - - 26.54PG1048-090 - - - - - -PG1049-005 - - - - - -
PG1100+772 - 7.11E+44 J - 2.04E+9 c - 102.84PG1103-006 - - - - - -
PG1114+445 - 9.13E+43 J 2.29E+44 P - - 29.16PG1115+407 - 5.80E+43 J - - - 22.08PG1116+215 6.92E+44 1.96E+44 J 5.89E+44 P 1.62E+8 c 84.70 46.66PG1119+120 - - - - - -PG1121+422 - - - - - -
PG1126-041(Mrk1298) 6.61E+43 [ - - - 16.75 -PG1149-110 - - - - - -
PG1151+117 3.02E+44 - - - 47.81 -PG1202+281 - 1.94E+44 J - 1.95E+8 c - 46.35PG1211+143 3.80E+44 3.89E+43 J 9.12E+43 P 3.09E+7 c 56.04 17.26PG1216+069 - 2.90E+44 J 9.12E+44 P - - 59.26PG1226+023 - 4.42E+45 J - 1.66E+7 c - 315.72
PG1229+204(Mrk771) 1.35E+44 [ 1.93E+43 H - 3.63E+8 c 27.42 11.23PG1244+026 7.76E+44 1.12E+43 J 2.40E+43 P - - 8.05PG1259+593 - - - - - -PG1302-102 1.48E+45 [ - - 2.00E+8 c 143.09 -
PG1307+085 7.41E+44 9.27E+43 J - 7.94E+7 c - 29.43PG1309+355 3.16E+44 [ 4.73E+43 J - 1.00E+8 c 49.35 19.47PG1310-108 - - - - - -
PG1322+659 - 7.18E+43 J 7.24E+43 P - - 25.17PG1341+258 - - - - - -PG1351+236 - - - - - -PG1351+640 6.31E+44 [ - - 33.02E+8 c 79.49 -PG1352+183 - 8.85E+43 J - - - 28.61PG1354+213 - - - - - -PG1402+261 - 9.78E+43 J - 1.95E+7 c - 30.42PG1404+226 - 1.84E+42 J 2.14E+43 P - - 2.65PG1411+442 2.04E+44 [ 7.06E+42 J 7.59E+43 P 3.72E+7 c 36.49 6.06PG1415+451 - 2.72E+43 J - - - 13.845PG1416-129 - 5.43E+44 H 8.13E+44 P - - 87.12
PG1425+267 - 7.18E+44 H - - - 103.42PG1426+015 2.75E+44 [ 7.51E+43 H - 8.32E+7 c 44.87 25.877PG1427+480 - 1.02E+44 J - - - 31.29PG1435-067 2.45E+44 [ - - - 41.44 -
PG1440+356(Mrk478) 1.66E+44 [ 4.67E+43 J 6.76E+43 P - 31.63 19.31PG1444+407 - 8.21E+43 J 2.04E+44 P 1.15E+8 c - 27.32PG1448+273 9.77E+43 1.24E+43 J - - - 8.57PG1501+106 - 4.12E+43 J 6.76E+43 P - - 17.90PG1512+370 - 5.19E+44 J - - - 84.74PG1519+226 - - - - - -PG1534+580 - 1.68E+43 H 3.39E+43 P - - 10.30PG1535+547 - 2.032E+42 H - - - 2.82PG1543+489 - 1.41E+44 H 3.55E+44 P - - 38.00PG1545+210 - 7.60E+44 H - 8.51E+8 c - 107.13PG1552+085 - - - - - -PG1612+261 - - - - - -
PG1613+658(Mrk876) 5.01E+44 [ 1.32E+44 J - 4.17E+8 c 67.81 36.59PG1617+175 1.95E+44 [ - - 7.59E+7 c 35.35 -PG1626+554 2.75E+44 [ 1.05E+44 J - - 44.87 31.61PG1634+706 - 3.95E+45 J 1.15E+46 P - - 294.555PG1700+518 4.79E+45 [ - 3.24E+43 P 2.04E+8 c 321.74 -PG1704+608 - 7.18E+44 K - 1.70E+8 c - 103.46PG2112+059 - - - - - -PG2130+099 - 2.26E+43 J - 550E+7 c - 12.36PG2209+184 - - - - - -
PG2214+139(Mrk304) 2.51E+44 [ 2.70E+43 J - - 42.10 13.81PG2233+134 - 9.76E+43 J - - - 30.37PG2251+113 4.27E+45 [ - - - 297.17 -PG2304+042 - - - - - -PG2308+098 - - - - - -PG2349-014 1.62E+45 [ 4.41E+44 H - 6.03E+8 c 152.48 76.65
158QSOS-QUASARs3CR Yonhsi LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)
C3C6.1 - 5.27E+44 M - - - 85.593C15 - - - - - -3C20 - - - - - -3C22 - - - - - -3C28 - - - - - -3C29 - - - 1.58E+8 c - -3C33 - - - 2.40E+8 c - -
3C33.1 - - - - - -3C47 - 5.37E+44 K - - - 86.503C48 - 6.17E+44 K - - - 94.2443C55 - - - - - -
3C61.1 - - - - - -3C65 - - - - - -3C75 - - - - - -
3C76.1 - - - 1.35E+8 c - -3C79 - - - - - -
3C83.1 - - - - - -3C84 - 2.56E+43 J - 3.09E+8 c - 13.35
3C109 - 1.55E+45 M - - - 165.783C123 - - - - - -3C129 - - - - - -3C138 - - - - - -3C147 - - - - - -3C153 - - - - - -3C172 - - - - - -
3C173.1 - - - - - -3C175 - - - - - -3C184 - 3.21E+44 M - - - 63.093C192 - - - 1.15E+8 c - -3C196 - - - - - -3C200 - 2.41E+43 M - - - 12.873C216 - - - - - -3C219 - 9.46E+43 M - - - 29.80
3C220.1 - 1.92E+44 M - - - 46.043C220.3 - - - - - -
3C234 - - - - - -3C244.1 - - - - - -3C249.1 - 7.11E+44 J - - - 102.84
3C263 - 1.67E+44 M - - - 42.293C263.1 - - - - - -
3C265 - 2.26E+44 M - - - 50.933C268.1 - - - - - -
3C270 - 1.13E+41 M - - - 0.483C272 - - - - - -
3C272.1 - 2.24E+39 M - - - 0.043C274 - 6.49E+40 M - - - 0.34
3C274.1 - - - - - -3C275.1 - 2.00E+44 M - - - 47.22
3C280 - 5.70E+43 M - - - 21.843C292 - 1.06E+44 M - - - 31.993C293 - 4.89E+42 M - 9.78E+7 c - 4.843C295 - - - - - -3C298 - 8.89E+45 M - - - 484.903C300 - - - - - -
3C303.1 - - - - - -3C309.1 - 2.26E+45 M - - - 209.03
3C310 - - - - - -3C315 - - - - - -3C318 - - - - - -3C319 - - - - - -3C321 - 4.95E+42 M - - - 4.87
3C323.1 - 7.60E+44 M - - - 107.133C325 - - - - - -3C326 - - - - - -3C330 - 4.06E+43 M - - - 17.723C334 - 5.90E+44 M - - - 91.723C336 - - - - - -3C337 - - - - - -3C340 - - - - - -3C343 - - - - - -
3C343.1 - - - - - -3C348 - - - - - -3C351 - 3.60E+44 M - - - 67.733C352 - - - - - -3C356 - - - - - -3C371 - 8.45E+42 M - 3.24E+9 c - 6.763C380 - 3.67E+45 M - - - 281.633C381 - - - - - -3C382 - - - - - -3C386 - - - - - -3C388 - - - 1.53E+9 c - -
3C390.3 8.70E+43 M 1.71E+44 M 8.50E+43 3.55E+8 c 20.26 42.893C401 - - - - - -
3C403.1 - - - - - -3C405 - 1.12E+44 J - - - 33.01
3C427.1 - 6.27E+42 M - - - 5.633C433 - 1.00E+44 M - - - 30.903C436 - - - - - -3C438 - - - - - -3C441 - - - - - -3C445 - 4.23E+43 M 2.80E+44 G - - 18.193C452 - - - - - -3C465 - - - - - -
159QSOS-QUASARsPG Yonhsi R(blr-Xray-C) a O b O i O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}
PG0003+158 - - - - - 5.55E+45 249.64 -PG0003+199 13.40 - - - 0.61 7.80E+43 3.50 -PG0007+106 - - - - 7.35 8.07E+44 36.32 -PG0026+129 65.24 - - - 4.81 2.27E+44 10.22 -PG0043+039 22.59 - - - 35.35 9.18E+45 412.96 -PG0049+171 - - - - 1.357 2.47E+44 11.08
PG0050+124(IZW1) 21.10 - - - 20.50 2.63E+45 118.47 5.00E+9PG0052+251 - - - - 27.69 1.02E+45 45.82 -PG0157+001 - - - - 118.10 1.79E+46 803.89 -PG0804+761 73.05 - - - 11.59 6.2E+44 28.07 -PG0838+770 - - - - 16.60 1.30E+45 58.65 -PG0844+349 18.54 - - - 4.23 2.34E+44 10.53 -PG0921+525 38.12 - - - 0.49 - - -PG0923+201 - - - - 8.37 5.46E+45 245.59 -PG0923+129 - - - - 5.48 1.69E+44 7.59 -PG0934+013 - - - - 4.80 - - -PG0946+301 - - - - 464.45 7.86E+46 3535.61 -PG0947+396 - - - - 10.65 3.22E+45 144.96 -PG0953+414 - - - - 50.46 2.74E+45 123.18 -PG1001+054 - - - - 6.48 2.74E+44 12.32 -PG1004+130 - - - - 22.28 3.68E+45 165.67 -PG1011-040 - - - - 1.25 1.84E+44 8.29 -
PG1012+008 - - - - 14.10 1.90E+45 85.58 -PG1022+519 - - - - 5.65 1.69E+44 7.60 -PG1048+342 - - - - 6.11 1.52E+45 68.51 -PG1048-090 - - - - 25.87 7.07E+45 318.13 -PG1049-005 - - - - 100.38 6.42E+46 2886.61 -
PG1100+772 - - - - 66.84 1.94E+45 87.09 -PG1103-006 - - - - 21.36 9.75E+45 438.54 -
PG1114+445 51.30 - - - 5.48 1.39E+45 62.46 -PG1115+407 - - - - 40.35 1.30E+45 58.60 -PG1116+215 91.59 - - - 68.51 - - -PG1119+120 - - - - 3.77 4.01E+44 18.05 -PG1121+422 - - - - 11.74 2.67E+45 120.00 -
PG1126-041(Mrk1298) - - - - 2.93 7.78E+44 35.01 -PG1149-110 - - - - 1.02 - - -
PG1151+117 - - - - 68.23 1.81E+45 81.41 -PG1202+281 - - - - 25.52 1.40E+45 63.06 -PG1211+143 29.14 - - - 7.89 7.52E+44 33.84 -PG1216+069 119.81 - - - 24.72 6.16E+45 277.20 -PG1226+023 - - - - 35.87 1.69E+46 761.21 -
PG1229+204(Mrk771) - - - - 1.42 2.87E+44 12.90 -PG1244+026 12.84 - - - 2.71 2.12E+44 9.53 -PG1259+593 - - - - 24.20 1.32E+46 595.44 -PG1302-102 - - - - 26.18 5.04E+45 226.83 -
PG1307+085 - - - - 55.22 1.39E+45 62.66 -PG1309+355 - - - - 71.09 1.85E+45 83.04 -PG1310-108 - - - - 1.84 6.91E+43 3.11 -
PG1322+659 25.30 - - - 13.46 1.04E+45 46.66 -PG1341+258 - - - - 2.26 - - -PG1351+236 - - - - 15.11 2.97E+44 13.37 -PG1351+640 - - - - 16.08 1.89E+45 85.14 -PG1352+183 - - - - 216.39 1.26E+45 56.67 -PG1354+213 - - - - 16.10 5.22E+45 234.74 -PG1402+261 - - - - 28.33 2.61E+45 117.34 -PG1404+226 11.96 - - - 5.60 5.57E+44 25.05 -PG1411+442 26.02 - - - - 4.02E+44 18.08 -PG1415+451 - - - - 14.27 5.50E+44 24.73 -PG1416-129 111.64 - - - 6.20 8.80E+44 39.61 -
PG1425+267 - - - - 39.93 6.24E+45 280.60 -PG1426+015 - - - - 5.89 5.99E+44 26.93 -PG1427+480 - - - - 9.03 2.05E+45 92.27 -PG1435-067 - - - - 4.63 7.81E+44 35.16 -
PG1440+356(Mrk478) 24.25 - - - 27.90 1.21E+45 54.51 -PG1444+407 47.80 - - - 17.98 2.77E+45 124.29 -PG1448+273 - - - - 5.54 1.83E+44 8.25 -PG1501+106 24.25 - - - 1.49 1.98E+44 8.89 -PG1512+370 - - - - 20.03 3.48E+45 156.378 -PG1519+226 - - - - 7.34 7.91E+44 35.59 -PG1534+580 15.87 - - - 0.84 6.61E+43 2.98 -PG1535+547 - - - - 0.623 9.66E+43 4.35 -PG1543+489 67.11 - - - 35.96 1.53E+46 687.11 -PG1545+210 - - - - 80.97 1.43E+45 64.27 -PG1552+085 - - - - 2.81 6.97E+44 31.36 -PG1612+261 - - - - 5.22 1.22E+45 54.67 -
PG1613+658(Mrk876) - - - - 33.29 3.23E+45 145.24 -PG1617+175 - - - - 3.77 7.13E+44 32.10 -PG1626+554 - - - - 5.51 5.48E+44 24.64 -PG1634+706 567.42 - - - 612.95 1.43E+47 6442.48 -PG1700+518 15.42 - - - 321.92 1.05E+46 470.07 -PG1704+608 - - - - 95.30 8.15E+45 366.72 -PG2112+059 - - - - 34.52 7.84E+45 352.73 -PG2130+099 - - - - 11.03 6.60E+44 29.68 -PG2209+184 - - - - 4.28 - - -
PG2214+139(Mrk304) - - - - 2.32 4.30E+44 19.35 -PG2233+134 - - - - 101.29 1.01E+46 456.19 -PG2251+113 - - - - 38.60 3.06E+45 137.49 -PG2304+042 - - - - 0.54 - - -PG2308+098 - - - - 33.58 - - -PG2349-014 - - - - 9.43 2.75E+45 123.95 -
160QSOS-QUASARs3CR Yonhsi R(blr-Xray-C) a O b O i O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIR L[CO J=1-0]}
C3C6.1 - - - - - 1.20E+46 539.38 -3C15 - - - - 1.84 - - -3C20 - - - - 24.07 - - -3C22 - - - - - - - -3C28 - - - - 7.58 1.30E+45 58.54 -3C29 - - - - 1.01 - - -3C33 - - - - 1.42 - - -
3C33.1 - - - - 35.15 2.10E+45 94.65 -3C47 - - - - 33.50 - - -3C48 - - - - 405.93 3.35E+46 1507.95 -3C55 - - - - 64.38 - - -
3C61.1 - - - - 5.37 4.46E+45 200.92 -3C65 - - - - 384.74 2.07E+46 931.08 -3C75 - - - - 0.118 2.18E+43 0.98 -
3C76.1 - - - - 0.30 - - -3C79 - - - - 44.25 3.76E+45 169.06 -
3C83.1 - - - - 0.16 3.08E+43 1.39 -3C84 - - - - - 6.69E+44 30.07 1.20E+9
3C109 - - - - 108.26 1.26E+46 566.76 -3C123 - - - - 19.15 - - -3C129 - - - - 0.10 - - -3C138 - - - - - - - -3C147 - - - - - - - -3C153 - - - - 20.32 1.01E+45 45.38 -3C172 - - - - 30.34 - - -
3C173.1 - - - - 17.52 2.70E+45 121.50 -3C175 - - - - 66.76 - - -3C184 - - - - - - - -3C192 - - - - 1.02 - - -3C196 - - - - 70.35 - - -3C200 - - - - - - - -3C216 - - - - 83.32 - - -3C219 - - - - 6.05 4.50E+44 20.25 -
3C220.1 - - - - 71.48 - -3C220.3 - - - - 321.60 - -
3C234 - - - - 20.36 2.62E+45 118.033C244.1 - - - - 25.48 - - -3C249.1 - - - - 66.84 1.94E+45 87.09 -
3C263 - - - - 38.70 - - -3C263.1 - - - - 44.98 - - -
3C265 - - - - 270.12 - - -3C268.1 - - - - 93.49 - - -
3C270 - - - - - 1.58E+42 0.07 -3C272 - - - - - - - -
3C272.1 - - - - - 2.25E+42 0.10 -3C274 - - - - - 2.28E+42 0.10 -
3C274.1 - - - - 22.41 - - -3C275.1 - - - - 30.62 - - -
3C280 - - - - 59.14 - - -3C292 - - - - - - - -3C293 - - - - 5.32 1.84E+44 8.28 4.30E+93C295 - - - - 18.55 7.35E+45 330.66 -3C298 - - - - 410.52 1.97E+47 8870.47 -3C300 - - - - 16.42 - - -
3C303.1 - - - - 17.94 2.83E+45 127.13 -3C309.1 - - - - 59.68 - - -
3C310 - - - - 0.58 - - -3C315 - - - - - 3.48E+44 15.66 -3C318 - - - - 836.93 - - -3C319 - - - - 5.62 - - -3C321 - - - - 39.82 2.75E+45 123.81 1.60E+9
3C323.1 - - - - 80.97 1.43E+45 64.27 -3C325 - - - - 85.33 - - -3C326 - - - - 3.29 - - -3C330 - - - - 50.09 1.60E+46 721.20 -3C334 - - - - 118.38 - - -3C336 - - - - - - - -3C337 - - - - - - - -3C340 - - - - - - - -3C343 - - - - - - - -
3C343.1 - - - - - 1.06E+46 477.56 -3C348 - - - - 12.72 4.32E+44 19.43 -3C351 - - - - 95.30 8.63E+45 388.24 -3C352 - - - - - 7.01E+45 315.35 -3C356 - - - - 131.10 - - -3C371 - - - - 3.65 2.08E+44 9.38 -3C380 - - - - 53.92 - - -3C381 - - - - 8.19 5.97E+44 26.88 -3C382 - - - - 19.28 1.47E+44 6.59 -3C386 - - - - - 5.33E+42 0.24 -3C388 - - - - 2.01 1.28E+44 5.77 -
3C390.3 27.90 - - - 13.78 2.20E+44 9.90 1.20E+93C401 - - - - 7.23 1.38E+45 62.08 -
3C403.1 - - - - 0.51 - - -3C405 - - - - 6.83 3.31E+45 148.71 2.10E+8
3C427.1 - - - - 47.68 - - -3C433 - - - - 5.68 1.47E+45 66.31 1.50E+93C436 - - - - 12.19 1.57E+45 70.63 -3C438 - - - - 19.50 - - -3C441 - - - - - 1.34E+46 601.10 -3C445 58.03 - - - 3.10 4.26E+44 19.15 -3C452 - - - - 2.18 - - -3C465 - - - - 0.52 6.82E+43 3.07 -
161QuasarSchweitzer EW(7.7µm) L(H) L(J) L(K) L(L) L(6 µm)
PG0953+414 - - - - - 1.12E+45 OPG1001+054 - - - - - 4.14E+44 OPG1004+130 - - - - - 9.55E+44 OPG1116+215 - 8.69E+44 O 1.09E+45 O 1.53E+45 O - 1.62E+45 O
PG1229+204(Mrk771) - 1.76E+44 O 1.77E+44 O 1.55E+44 O - 1.07E+44 OPG1244+026 - 3.40E+43 O 3.37E+43 O 3.12E+43 O - 3.51E+43 OPG1302-102 - - - - - 1.58E+45 O
PG1307+085 - 4.04E+44 O 3.36E+44 O 4.13E+44 O - -PG1309+355 - - - - - 7.16E+44 OPG1411+442 - - - - - 4.71E+44 OPG1426+015 - 5.15E+44 O 5.52E+44 O 5.23E+44 O - 3.94E+44 OPG1435-067 - - - - - 2.78E+44 O
PG1617+175 - - - - - 2.95E+44 OPG1626+554 - - - - - 1.98E+44 OPG1700+518 - - - - - 4.19E+45 OB22201+31A - - - - - 2.68E+45 OPG2251+113 - 1.39E+45 O 1.59E+45 O 2.07E+45 O - 1.56E+45 OPG2349-014 - 6.19E+44 O 7.07E+44 O 9.52E+44 O - 6.15E+44 O
QuasarSchweitzer L(12 µm) L(25 µm) L(60 µm) L(100 µm) L(1.4 GHz) L(UV)PG0953+414 2.33E+45 O 1.35E+45 O 6.77E+44 S 9.91E+44 S - -PG1001+054 3.82E+44 O 2.13E+44 O 3.45E+44 S 2.16E+44 S - -PG1004+130 2.53E+45 O 1.99E+45 O 1.06E+45 S 9.46E+44 S - 2.88E+45 UPG1116+215 - - 6.53E+44 S 5.10E+44 S 5.09E+39 D -
PG1229+204(Mrk771) 1.99E+44 O 2.15E+44 O 9.16E+43 S 7.23E+43 S 2.98E+38 D 1.99E+44 TPG1244+026 1.79E+44 O 8.37E+43 O 8.17E+43 S 4.83E+43 S - D -PG1302-102 4.41E+45 O 3.20E+45 O 2.54E+45 S 1.53E+45 S 1.48E+42 D -
PG1307+085 1.29E+45 O 8.44E+44 O 4.88E+44 S 2.14E+44 S - D -PG1309+355 1.64E+45 O 7.77E+44 O 5.25E+44 S 3.73E+44 S 4.28E+40 D -PG1411+442 4.42E+44 O 2.95E+44 O 1.13E+44 S 6.46E+43 S - D -PG1426+015 4.76E+44 O 3.57E+44 O 2.50E+44 S 1.34E+44 S 5.41E+38 D -PG1435-067 7.29E+44 O 5.58E+44 O 4.62E+44 S 3.04E+44 S - D -
PG1617+175 3.93E+44 O 2.06E+44 O 1.19E+44 S 1.83E+44 S - D -PG1626+554 3.22E+44 O 1.58E+44 O 2.64E+44 S 7.11E+43 S - D -PG1700+518 4.24E+45 O 4.60E+45 O 2.84E+45 S 1.83E+45 S 4.93E+40 D -B22201+31A - - 2.46E+45 S 4.35E+45 S 6.71E+42 D -PG2251+113 1.83E+45 O 1.61E+45 O 6.79E+44 S 1.30E+45 S 4.08E+42 D 2.01E+45 UPG2349-014 1.49E+45 O 1.60E+45 O 7.86E+44 S 5.05E+44 S 1.31E+42 D -
QuasarSchweitzer LambdaL(5100 A) L(2-10 keV) L(2-10keVCorr) Masa(M�) R(blr-5100 A) R(blr-Xray)PG0953+414 - 3.36E+44 J - - - 64.92PG1001+054 - 5.92E+42 J - - - 5.43PG1004+130 - - - 1.26E+9 c - -PG1116+215 - 1.96E+44 J - - - 46.66
PG1229+204(Mrk771) - 1.93E+43 J - - - 11.23PG1244+026 - 1.12E+43 J - - - 8.05PG1302-102 - - - - - -
PG1307+085 - 9.27E+43 J - - - 29.43PG1309+355 - 4.72E+43 J - - - 19.47PG1411+442 2.04E+44 [ 7.06E+42 J - - - 6.06PG1426+015 - 7.52E+43 J - - - 25.87PG1435-067 - - - - - -
PG1617+175 - - - - - -PG1626+554 - 1.04E+44 J - - - 31.67PG1700+518 - - - - - -B22201+31A 8.13E+45 [ - - - 463.67 -PG2251+113 - 3.99E+44 K - - - 72.23PG2349-014 - 4.41E+44 G - - - 76.65
QuasarSchweitzer R(blr-Xray-C) a O b O i O SFR-PAH L(FIR) SFR-FIRPG0953+414 - - - - 84.58 2.74E+45 123.18PG1001+054 - - - - 22.52 1.11E+45 49.79PG1004+130 - - - - 56.47 3.68E+45 165.67PG1116+215 - - - - 72.22 2.19E+45 98.76
PG1229+204(Mrk771) - - - - 3.68 3.09E+44 13.89PG1244+026 - - - - 0.93 2.59E+44 11.66PG1302-102 - - - - 43.74 8.09E+45 364.14
PG1307+085 - - - - - 1.47E+45 66.23PG1309+355 - - - - 85.22 1.73E+45 77.75PG1411+442 - - - - 5.43 3.56E+44 16.02PG1426+015 - - - - 11.69 7.81E+44 35.11PG1435-067 - - - - 5.47 1.50E+45 67.30
PG1617+175 - - - - 8.79 4.89E+44 22.00PG1626+554 - - - - 8.32 7.53E+44 33.87PG1700+518 - - - - 135.56 9.16E+45 412.16B22201+31A - - - - 45.49 1.07E+46 480.98PG2251+113 - - - - 56.14 3.06E+45 137.49PG2349-014 - - - - 33.31 2.533E+45 113.93
